الفلك

منحدر قطعة اللوغاريتمات للسرعة اللامعة في علاقة تولي فيشر

منحدر قطعة اللوغاريتمات للسرعة اللامعة في علاقة تولي فيشر



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.

قمت أنا وشريكي ببعض العمليات الحسابية على علاقة Tully Fisher في uni.

في ذلك ، كان ميل مخطط اللوغاريتم بين اللمعان وسرعة الدوران 2.6.

الآن ، هذا الميل يتوافق مع الأس الذي $ v_ {rotation} $ مرفوع إلى. بمعنى آخر.

$$ L = Av_ {rotation} ^ b $$

أين $ ب $ هو الأس.

وبالتالي، $ ب $ يقترب رسمياً من 4. وقد استهلكت عينة من أكثر من 10 مجرات. وبدت الحبكة رثة بصراحة. هل نتيجتنا سيئة؟


خارج المجرة

هنا & # 8217s مشكلة ليست & # 8217t مفاجأة كبيرة ولكن لم أكن أتوقع & # 8217t تماما. اخترت في البداية ، دون الكثير من التفكير ، ( delta sim mathcal(0، 0.5) ) لدلتا معلمة المنحدر في علاقة كالزيتي المعدلة من آخر مشاركة. بدا هذا معقولًا نظرًا لنتيجة Salim et al. & # 8217s التي تظهر أن معظم المجرات لها منحدرات (- 0.1 lesssim delta lesssim +1 ) (معامل الطول الموجي الخاص بي يعكس علامة ( دلتا )). في نهاية المنشور الأخير ، قدمت تعليقًا واضحًا مفاده أنه إذا كان العمق البصري النموذجي قريبًا من 0 ، فيمكن للبيانات & # 8217t تقييد شكل من منحنى التوهين وفي هذه الحالة أفضل ما يمكن أن نأمله هو أن يعيد النموذج السابق للدلتا. لسوء الحظ ، كان سلوك النموذج الفعلي أكثر تعقيدًا من سلوك الطيف الذي يحتوي على متوسط ​​خلفي tauv بالقرب من 0:

مؤامرة أزواج من المعلمات tauv و delta ، بالإضافة إلى احتمالية تسجيل مجمعة مع & # 8220loose & # 8221 مسبقًا على دلتا.

على الرغم من عدم وجود & # 8217t أي مؤشرات على مشكلات التقارب في هذا التشغيل ، فإن الخبراء في مجتمع ستان كثيرًا ما يحذرون من أن & # 8220banana & # 8221 الأشكال الخلفية مثل التوزيع المشترك لـ tauv و delta أعلاه يصعب على خوارزمية HMC في ستان استكشافها. أظن أيضًا أن التوزيع متعدد الوسائط وفُقد وضع واحد على الأقل ، نظرًا لأن الملاءمة لبيانات التدفق كما هو موضح في احتمالية السجل المجمعة أسوأ قليلاً من نموذج Calzetti غير المعدل.

تعكس قيمة ( delta ) هذا الصغير في الواقع ميل منحنى التوهين ، مما يجعله أكبر في اللون الأحمر منه باللون الأزرق. كما نتج عن ذلك تقدير كتلة نجمية أكبر بنحو 0.17 ديكس من النموذج الأصلي ، وهو أمر خارج نطاق عدم اليقين الإحصائي:

تقديرات الكتلة النجمية للبراهين السائبة والضيقة على منحنى التوهين Calzetti غير المعدل من دلتا +

جربت بعد ذلك تشديدًا سابقًا على دلتا 0.1 لمعلمة المقياس ، مع النتيجة التالية:

مؤامرة أزواج من المعلمات tauv و delta ، بالإضافة إلى احتمالية تسجيل مجمعة بـ & # 8220tight & # 8221 مسبقًا على دلتا.

الآن هذا ما تمنيت رؤيته. يُعيد الجزء الخلفي الهامشي للدلتا ما قبله تقريبًا ، مما يعكس بشكل صحيح عدم قدرة البيانات على قول أي شيء عنها. يبدو الجزء الخلفي من tauv مطابقًا تقريبًا للنموذج الأصلي بذيل أطول قليلاً:

مخطط أزواج من المعلمات tauv واحتمالية السجل المُلخص ، منحنى التوهين Calzetti غير المعدل

لذا فإن هذا يحل مشكلة واحدة ولكن الآن يجب أن أشعر بالقلق من أن السابق ضيق للغاية بشكل عام حيث أن نتائج Salim & # 8217s تتنبأ بانتشار أكبر للمنحدرات. كأول اختبار مبدئي ، قمت بتشغيل طيف آخر من نفس المجرة الحلزونية (هذا هو mangaid 1-382712) الذي كان له توهين كبير إلى حد ما في النموذج الأصلي (1.08 & pm 0.04) مع كلا من & # 8220tight & # 8221 و & # 8220lose & # 8221 priors في دلتا مع النتائج التالية:

الخلفية المشتركة للمعلمات tau و delta مع & # 8220tight & # 8221 pre الخلفية المشتركة للمعلمات tau و delta مع & # 8220loose & # 8221 pre

تبدو توزيعات tauv متشابهة تقريبًا ، بينما تتقلص دلتا قليلاً جدًا نحو الصفر مع ضيق مسبق ، ولكن مع نفس التباين تقريبًا. قد يكون بعض الانكماش نحو المنحنى الأصلي Calzetti & # 8217s على ما يرام. على أي حال ، إلى عينة أكبر.

وصفة أكثر مرونة لتخفيف الغبار (؟)

تمكنت أخيرًا من قراءة مقال كتبه سالم وبوكيين ولي (2018) ، الذي اقترح تعديلاً بسيطًا على علاقة التوهين النجمية المعروفة بـ Calzetti & # 8216s التي يزعمون أنها مسؤولة عن معظم تنوع المنحنيات في كل من تشكل النجوم والهدوء. المجرات. لأغراضي ، يمكن تبسيط المعادلة 3 ، التي تلخص العلاقة ، بطريقتين. أولاً ، لأسباب تاريخية في الغالب ، يقوم علماء الفلك البصري بتحديد تأثير الغبار باستخدام a فائض اللون، عادة E (B-V). إذا كان التوهين المطلق مطلوبًا ، وهو بالتأكيد هو الحال في نمذجة SFH ، فإن نسبة التوهين المطلق إلى & # 8220selective & # 8221 التوهين ، تُكتب عادةً كـ ( mathrm) وهناك حاجة. تضيف معاملات التوهين عن طريق زيادة اللون تعقيدًا غير ضروري لأغراضي. سالم وآخرون. استخدم عائلة من المنحنيات التي تختلف فقط في معلمة & # 8220slope & # 8221 ( delta ) في تدوينها. تغيير ( دلتا ) التغييرات ( mathrm) وفقًا لمعادلتهم 4. لكنني دائمًا ما قمت بتحديد توهين الغبار بالعمق البصري عند V ، ( tau_V ) بحيث تكون العلاقة بين التدفق الجوهري والملاحظ هي

لاحظ أن تحديد المعلمات بالعمق البصري بدلاً من التوهين الكلي ( mathrm) هي مجرد مسألة ذوق لأنها تختلف فقط بمعامل 1.08. الجزء الذي يعتمد على الطول الموجي من العلاقة هو نفسه.

ينتج التبسيط الثاني عن حقيقة أن UV أو 2175Å & # 8220bump & # 8221 في منحنى التوهين لن يتم إزاحته إلى الأحمر أبدًا في النطاق الطيفي لبيانات MaNGA وعلى أي حال ، فإن المجموعة الفرعية من مكتبة EMILES التي أستخدمها حاليًا لا توسع ذلك بعيدًا في الأشعة فوق البنفسجية. يؤدي ذلك إلى إزالة معلمة اتساع الارتطام والمصطلح الثاني في معادلة Salim et al. & # 8217s 3 ، وتقليلها إلى الشكل

التعبير المنشور لـ (k ( lambda) ) في Calzetti et al. (2000) في جزأين مع انقطاع طفيف بسبب التقريب عند طول موجة الانتقال 6300Å. ينتج عن هذا انقطاع غير مادي صغير عند تطبيقه على الأطياف ، لذلك قمت للتو بعمل توافق متعدد الحدود مع منحنى كالزيتي على مدى طول موجي أطول مما يتم استخدامه لنمذجة بيانات MaNGA أو SDSS. أيضًا ، أقوم بعمل معلمة الطول الموجي (y = 5500 / lambda ) بدلاً من استخدام الطول الموجي بالميكرونات كما في Calzetti. مع هذه التعديلات ، تكون علاقة Calzetti & # 8217s ، بأرقام أكثر من اللازم:

(ك_(ص) = -0.10177 + 0.549882y + 1.393039 y ^ 2 & # 8211 1.098615 y ^ 3 + 0.260628 y ^ 4 )

ومنحنى Salim & # 8217s المعدل

لاحظ أن δ لها علامة معاكسة كما في Salim et al. هذا ما يبدو عليه المنحنى فوق نطاق الطول الموجي لإطار المراقب لـ MaNGA. تنتج القيمة الموجبة لـ δ منحنى توهين أكثر حدة من Calzetti & # 8217s ، في حين أن القيمة السالبة تكون ضحلة (اللون الرمادي في علماء الفلك الشائعين & # 8217 المصطلحات). سالم وآخرون. وجدت قيمًا نموذجية تتراوح بين حوالي -0.1 و +1.

علاقة التوهين Calzetti مع التعديل الذي اقترحه Salim و Boquien و Lee (2018). تُظهر الخطوط المتقطعة تحولًا في المنحنى لمعلماتها δ = ± 0.3.

لمحاولة تمرير أولى لنمذجة بعض البيانات الحقيقية ، اخترت طيفًا من بالقرب من النواة الشمالية لـ Mrk 848 ولكن خارج منطقة التدفقات الخارجة بأعلى سرعة. كان لهذا الطيف عمق بصري كبير ( tau_V حوالي 1.52 ) وقد أعطت الطبيعة غير العادية للمجرة سببًا للاعتقاد بأن منحنى انقراضها قد يختلف اختلافًا كبيرًا عن Calzetti & # 8217s.

بشكل مشجع ، تقارب نموذج ستان دون صعوبة وبوقت تشغيل مقبول. فيما يلي بعض المخططات الخلفية لمعاملي التوهين ومقارنة بمعامل العمق البصري في نموذج غبار كالزيتي غير المعدل. لقد استخدمت معلومات مسبقة إلى حد ما من عادي (0 ، 0.5) لمعامل دلتا. تقيد البيانات بالفعل قيمة دلتا ، نظرًا لأن كثافتها الهامشية الخلفية تتركز حول -0.06 مع انحراف معياري قدره 0.02 فقط. في مؤامرة الأزواج أدناه ، يمكننا أن نرى هناك & # 8217s بعض الارتباط بين الخلفية tauv و delta ، ولكن ليس بقدر ما يجب القلق (حتى الآن).

(TL) الخلفية الهامشية لمعلمة العمق البصري لعلاقة Calzetti (الأحمر) والمعدلة (الرمادي الداكن). (TR) المعامل δ في علاقة Calzetti المعدلة (BL) أزواج مؤامرة تتبع "tauv" و "دلتا" (BR) من "tauv" و "دلتا"

بشكل عام ، يفضل نموذج Calzetti المعدل منحنى توهين رمادي قليلاً مع انخفاض توهين مطلق:

التوهين الكلي لعلاقات كالزيتي الأصلية والمعدلة. تم اختيار الطيف بشكل عشوائي بالقرب من النواة الشمالية أو مركز 848.

هنا & # 8217s نظرة سريعة على تأثير تعديل النموذج على بعض الكميات الرئيسية. في الرسم أدناه ، توجد الرموز الحمراء لنموذج التوهين Calzetti غير المعدل ، والرمادي أو الأزرق المعدل. تُظهر هذه الرسوم البيانية للكثافة الخلفية الهامشية للكتلة النجمية الكلية ، ومتوسط ​​معدل تكوين النجوم 100Myr ، ومعدل تكوين النجوم المحدد. نظرًا لأن النموذج المعدل لديه توهين إجمالي أقل ، فإنه يحتاج إلى عدد أقل من النجوم ، وبالتالي فإن الكتلة النجمية السفلية (بمقدار ≈ 0.05 ديكس) هي نتيجة يمكن التنبؤ بها إلى حد ما. كما أن معدل تكوين النجوم أقل بمقدار مماثل ، مما يجعل تقديرات معدل تكوين النجوم المحدد متطابقة تقريبًا.

يقارن الجزء الأيمن السفلي تاريخ نمو كتلة النموذج. ليس لدي أي حدس فوري حول كيفية تأثير الاختلاف في نماذج التوهين على نماذج SFH ، لكن لاحظ أن كلاهما يظهر تسارعًا حديثًا في تكوين النجوم ، والذي كان الموضوع الرئيسي لمشاركاتي Markarian 848.

الكتلة النجمية ، SFR ، SSFR ، وتواريخ النمو الكتلي لعلاقة توهين كالزيتي الأصلية والمعدلة.

لذا ، هذا التشغيل الأول يبدو جيدًا. بالطبع المشكلة في البيانات الحقيقية هي أنه لا توجد طريقة لمعرفة ما إذا كان تعديل النموذج يقترب بالفعل من الواقع & # 8212 في هذه الحالة ، فقد حسن الملاءمة للبيانات قليلاً (بحوالي 0.2٪ في احتمالية التسجيل ) ولكن من المتوقع حدوث بعض التحسن بمجرد إضافة معلمة.

ما يقلقني الآن هو أنه إذا كان توهين الغبار قريبًا من الصفر ، فإن البيانات يمكن & # 8217t تقييد قيمة δ. أفضل ما يمكن أن يحدث في هذه الحالة هو أن يقوم النموذج بإرجاع السابق. يشير التحقيق الأولي في طيف التوهين المنخفض (وفقًا للنموذج الأصلي) إلى أنه في الواقع هناك حاجة إلى تشديد سابق على دلتا مما اخترته في الأصل.

تم قياس التوهين من الغبار بطريقتين

منشور آخر يستخدم نموذج خطأ القياس الذي تم تقديمه في المرة السابقة ثم أعتقد أنني سأنتقل. أقدر توهين الغبار لضوء النجوم في نماذج SFH الخاصة بي باستخدام علاقة توهين Calzetti التي تم تحديدها بواسطة العمق البصري عند V (τالخامس). إذا تم الحصول على تقديرات جيدة لتدفقات خط انبعاث H & alpha و H & beta ، فيمكننا أيضًا إجراء تقديرات العمق البصري لمناطق خطوط الانبعاث. فقط لمراجعة الرياضيات التي لدينا بسرعة:

حيث (k ( lambda) ) هو منحنى التوهين المقيس إلى 1 عند V (5500Å) و (A_ lambda ) هو توهين التدفق الجزئي عند الطول الموجي ولامدا. بافتراض أن قيمة Balmer الجوهرية تبلغ 2.86 ، والتي تعد إلى حد ما القيمة الأساسية لمناطق H II ، فإن العمق البصري المقدر عند V من التدفقات المرصودة هو:

تُرجع نماذج SFH عينات من الأجزاء الخلفية لخطوط الانبعاث ، والتي من خلالها يتم حساب قيم العينة ( tau_V ^).

فيما يلي رسم بياني للتوهين المقدر من إنقاص Balmer مقابل تقديرات نموذج SFH لجميع الأطياف من عينة المجرة 28 في آخر وظيفتين لهما تصنيفات BPT بخلاف عدم الانبعاث أو الانبعاث الضعيف. أشرطة الخطأ هي & pm1 الانحراف المعياري.

& تاوالخامس bd مقابل & tauالخامس نجمي لـ 962 من الأطياف المهملة في 28 مجرة ​​من مجرات MaNGA. سحابة السطور من الملاءمة الموصوفة في النص. الخطوط الصلبة والمتقطعة هي علاقات 1: 1 و 2: 1.

من المعروف جيدًا أن التوهين في مناطق خط الانبعاث أكبر من توهين ضوء النجوم المحيط به ، مع نسبة احمرار نموذجية ∼2 (من بين العديد من المراجع ، راجع مراجعة Calzetti (2001) و Charlot and Fall (2000)). هناك شيء واحد & # 8217s واضحًا في هذه المؤامرة لم أراه مذكورًا صراحةً في الأدبيات ، وهو أنه حتى في حدود عدم توهين ضوء النجوم هناك عادةً هو البعض في خطوط الانبعاث. قمت بتشغيل نموذج الانحدار باستخدام نموذج خطأ القياس في مجموعة البيانات هذه ، وحصلت على العلاقة المقدرة ( tau_V ^ = 0.8 ( pm 0.05) + 1.7 ( pm 0.09) tau_V ^) مع تشتت تقديري كبير إلى حد ما قدره 0.45. لذا فإن المنحدر أقل قليلاً مما يفترض عادة & # 8217. يبدو أن التقاطع غير الصفري هو نتيجة قوية ، على الرغم من أنه من المحتمل أن النماذج تقلل بشكل منهجي من انبعاثات H & beta. ليس لدي أي سبب آخر للشك في ذلك ، رغم ذلك.

لا ينبغي أن يكون التشتت الكبير & # 8217t مفاجأة كبيرة. من المعروف أن شكل منحنى التوهين يختلف بين المجرات وحتى داخلها. قد يكون تبني قيمة أساسية واحدة لإنقاص Balmer تبسيطًا مفرطًا أيضًا ، خاصة بالنسبة للمناطق المتأينة بآليات أخرى غير النجوم الشابة الساخنة. قد تكون نماذجي قد تأخرت عن موعدها للحصول على وصفة طبية أكثر مرونة للتخفيف.

الافتراضات الإحصائية لنموذج خطأ القياس مشكوك فيها قليلاً في مجموعة البيانات هذه أيضًا. تم تقييد معامل التوهين tauv ليكون موجبًا في النماذج. عندما تريد أن تكون قريبة من الصفر ، فإن العينات من الجزء الخلفي سوف تتراكم بالقرب من الصفر مع ذيل من القيم الأكبر ، تبدو أشبه بسحب من التوزيع الأسي أو توزيع غاما أكثر من الجاوس. فيما يلي مثال من إحدى المجرات في العينة التي لديها نطاق واسع من متوسط ​​تقديرات التوهين:

الرسوم البيانية للعينات من التوزيعات الخلفية الهامشية للمعامل tauv لـ 4 أطياف من plateifu 8080-3702.

أنا أحب المؤامرات النظرية الكمية أفضل من الرسوم البيانية لهذا النوع من التصور:

المؤامرات الكمية العادية للعينات من التوزيعات الخلفية الهامشية للمعلمة tauv لـ 4 أطياف من plateifu 8080-3702.

لم & # 8217t نظرت في توزيعات نسب خط الانبعاث بتفصيل كبير. قد يتصرفون بشكل غريب في بعض الحالات أيضًا. ولكن بغض النظر عن صحة النموذج الإحصائي المطبق على مجموعة البيانات هذه ، فمن الواضح أن هناك علاقة قوية إلى حد ما ، وهو أمر مشجع.

نموذج بايزي بسيط للانحدار الخطي مع أخطاء القياس

هنا & # 8217s حالة شائعة جدًا مع البيانات الفلكية: يتم قياس كميتين أو أكثر بشكوك معروفة اسميًا ستختلف بشكل عام بين الملاحظات. نحن & # 8217d نرغب في استكشاف العلاقة بينهم ، إن وجدت. بعد رسم البيانات وإثبات وجود علاقة ، سيكون التحليل الكمي الأول عادةً نموذج انحدار خطي مناسب للبيانات. لكن ملائمة المربعات الصغرى العادية منحازة وقد تكون مضللة بشدة إذا كانت أخطاء القياس كبيرة بدرجة كافية. سأقوم بتقديم صياغة بسيطة لنموذج خطأ القياس والتي & # 8217 s قابلة لتحليل بايز والتي قمت بتنفيذها في ستان. هذا النموذج ليس اختراعي بالمناسبة & # 8212 في الأدبيات الفلكية ، فهو يرجع على الأقل إلى Kelly (2007) ، الذي استكشف أيضًا عددًا من التعميمات. سأناقش فقط أبسط حالة لمتنبئ واحد أو متغير مشترك ، وسأفترض أيضًا أن جميع التوزيعات الشرطية غاوسية.

الفكرة الأساسية للنموذج هي أن الكميات الحقيقية غير المعروفة (يسمي الإحصائيون هذه المتغيرات الكامنة ، وكذلك أنا) مرتبطة من خلال الانحدار الخطي. التوزيع الشرطي للمتغير التابع الكامن هو

(ص ^_i | س ^_i، beta_0، beta_1، sigma sim mathcal( beta_0 + beta_1 x ^_i ، سيجما)

ثم يتم إنشاء القيم المرصودة من القيم الكامنة مع التوزيعات

حيث ( سيجما_، سيجما_) هي الانحرافات المعيارية المعروفة. يكتمل التوزيع المشترك الكامل عن طريق تحديد السوابق للمعلمات ( beta_0، beta_1، sigma ). هذا النموذج سهل التنفيذ للغاية بلغة ستان ويتم سرد الكود الكامل أدناه. لقد حمَّلت أيضًا الكود ، وبرنامجًا نصيًا لإعادة إنتاج مثال البيانات المحاكاة الموضح أدناه ، وبيانات الكتلة النجمية SFR من الصفحة الأخيرة في مجلد صندوق الإسقاط.

يجب أن يكون معظم هذا الرمز توضيحيًا ذاتيًا ، ولكن هناك بعض الأشياء التي يجب ملاحظتها. في قسم البيانات المحولة ، أقوم بتوحيد كلا المتغيرين ، أي أطرح الوسيلة وأقسم على الانحرافات المعيارية. يتم أيضًا قياس الانحرافات المعيارية الفردية للملاحظة. تعد كتلة المعلمات المحولة اختيارية تمامًا في هذا النموذج. كل ما يفعله هو توضيح الجزء الخطي من نموذج الانحدار الخطي.

في قالب النموذج ، أعطي مقدمة غامضة جدًا لمتغيرات x الكامنة. هذا ليس له أي تأثير تقريبًا على إخراج النموذج نظرًا لأن التوزيعات اللاحقة للقيم الكامنة مقيدة بشدة بالبيانات المرصودة. يتم إعطاء معلمات نموذج الانحدار مقدمات أقل غموضًا. نظرًا لأننا قمنا بتوحيد البيانات ، فإننا نعلم أن beta0 يجب أن تتمحور بالقرب من 0 و beta1 بالقرب من 1 ويجب أن يتم قياس الثلاثة جميعًا تقريبًا. تقوم بقية كتلة النموذج فقط بترميز التوزيعات الشرطية التي كتبتها أعلاه.

أخيرًا ، تقوم كتلة الكميات التي تم إنشاؤها بأمرين: إنشاء بعض قيم البيانات المحاكاة الجديدة ضمن النموذج باستخدام معلمات العينة ، وإعادة قياس قيم المعلمات إلى مقياس البيانات الأصلي. تمكن المهمة الأولى ما يسمى & # 8220s بالفحص التنبئي. & # 8221 بشكل غير رسمي الفكرة هي أنه إذا كان النموذج ناجحًا ، يجب أن تبدو البيانات المحاكاة التي تم إنشاؤها تحتها مثل البيانات التي تم إدخالها.

من الجيد دائمًا تجربة نموذج مع بعض البيانات المحاكاة التي تتوافق معه ، لذلك هنا & # 8217s نص لتوليد بعض البيانات ، ثم طباعة ورسم بياني بعض النتائج الأساسية. يوجد هذا أيضًا في مجلد صندوق الإسقاط.

يجب أن يطبع هذا الإخراج التالي:

بيانات محاكاة ونموذج ملائم من النص في النص. Ellipse عبارة عن فاصل ثقة بنسبة 95٪ للبيانات الجديدة التي تم إنشاؤها من النموذج.

كل هذا يبدو جيدا جدا تقع المعلمات الحقيقية ضمن حدود الثقة البالغة 95٪ للتقديرات. في الرسم البياني ، يتم تلخيص البيانات الجديدة المحاكية بقطع بيضاوي ثقة بنسبة 95٪ ، والتي تتضمن حوالي 95٪ فقط من بيانات الإدخال ، لذلك يشير الفحص التنبئي اللاحق إلى نموذج جيد. يعتبر ستان جريئًا للغاية في الإبلاغ عن حالات فشل التقارب المحتملة ، ولم يتم إصدار أي تحذيرات.

بالانتقال إلى بعض البيانات الحقيقية ، قمت أيضًا بتضمين مجلد صندوق الإسقاط كثافة معدل تكوين النجوم مقابل بيانات كثافة الكتلة النجمية التي ناقشتها في المنشور الأخير. يوجد هذا في شيء يسمى تنسيق R & # 8220dump & # 8221 ، وهو مجرد ملف ascii مع عبارات تعيين R لبيانات الإدخال. هذا & # 8217t في الواقع نموذج مناسب للإدخال إلى rstan & # 8217s sampler أو أوامر التخطيط ggplot2 & # 8217s ، لذلك بمجرد تحميل البيانات يتم نسخها إلى قائمة وإطار بيانات.الجلسة التفاعلية لتحليل البيانات كانت:

معدل تكون النجوم مقابل الكتلة النجمية لمناطق تشكل النجوم. بيانات من الوظيفة السابقة. خطوط شبه شفافة & # 8211 يناسب خط الانحدار كما هو موضح في النص. خط أحمر متقطع & # 8211 & # 8220 انحدار المسافة المتعامد & # 8221 مناسب.

مرة أخرى ، يبدو أن النموذج يناسب البيانات جيدًا ، والفحص التنبئي اللاحق معقول ، ولم يشتكي ستان. غالبًا ما يهتم علماء الفلك بـ & # 8220cosmic variance & # 8221 بكميات مختلفة ، وهذا هو المقدار الحقيقي للتباين غير المحسوب. إذا كانت تقديرات الخطأ في مجموعة البيانات هذه معقولة ، يتم تقدير التباين الكوني في كثافة SFR بواسطة المعلمة σ. يتوافق التقدير المتوسط ​​البالغ حوالي 0.3 ديكس مع التقديرات الأخرى في الأدبيات 1 ، انظر التجميع في الورقة بواسطة Speagle et al. التي أشرت إليها في المرة السابقة ، على سبيل المثال.

لقد لاحظت في إعداد المنشور الأخير أن العديد من المؤلفين استخدموا شيئًا يسمى & # 8220 انحدار المسافة المتعامدة & # 8221 (ODR) لتقدير علاقة التسلسل الرئيسي لتشكيل النجوم. لا أعرف الكثير عن هذه التقنية إلى جانب أنها خطأ في طريقة انحدار المتغيرات. هناك تطبيق R في حزمة pracma. الخط الأحمر المتقطع في الرسم أعلاه هو تقدير مجموعة البيانات هذه. المنحدر المقدر (1.41) هو أكثر حدة من نطاق التقديرات من هذا النموذج. عند الفحص البصري العرضي على الرغم من أنه ليس أسوأ بشكل واضح في التقاط العلاقة المتوسطة.

بعض خصائص عينة المجرة الانتقالية الخاصة بي

استغرق الأمر بضعة أشهر لكنني تمكنت من تحليل 28 مجرة ​​من أصل 29 مجرة ​​في العينة التي قدمتها في المرة السابقة. يستضيف عضو واحد & # 8212 mangaid 1-604907 & # 8212 خطًا واسعًا من AGN ولديه خطوط انبعاث واسعة في جميع الأنحاء. هذا & # 8217s غير مواتٍ لأساليب النمذجة الخاصة بي ، لذلك تركتها. استغرق الأمر بعض الوقت لتطوير بروتوكول تحليل موحد إلى حد ما ، لذلك قد يكون هناك بعض الاختلاف في تخفيضات S / N في تجميع الأطياف وفي تفاصيل تشغيل النموذج في ستان. معظم تم استخدام 250 عملية إحماء و 750 تكرارًا إجماليًا لكل سلسلة من السلاسل الأربعة التي يتم تشغيلها بالتوازي ، مع تغيير بعض معلمات التكيف من قيمها الافتراضية. 11-12. إن الحجم الإجمالي لعينة ما بعد الإحماء 2000 كافٍ للاستنتاجات التي أريد القيام بها. تتمثل إحدى المزايا الرئيسية لأخذ العينات NUTS في أنه بمجرد تقاربها ، فإنها تميل إلى إنتاج سحوبات من الخلف مع ارتباط تلقائي منخفض للغاية ، لذلك تميل أحجام العينات الفعالة إلى أن تكون قريبة من عدد العينات.

سأقوم فقط بإلقاء نظرة على بعض الخصائص المقاسة للعينة في هذا المنشور. في المجرات المستقبلية قد أنظر بمزيد من التفصيل إلى بعض المجرات الفردية أو العينة ككل. بدون عينة تحكم ، يصعب تحديد ما إذا كانت هذه المجموعة تختلف اختلافًا كبيرًا عن عينة مجرات تم اختيارها عشوائيًا ، ولن أحاول ذلك. في المخططات الموضحة أدناه ، تمثل كل نقطة قياسات على طيف واحد. تراوح عدد الأطياف المحذوفة لكل مجرة ​​من 15 إلى 153 بمتوسط ​​51.5 ، لذا فإن عددًا صغيرًا نسبيًا من المجرات يساهم بشكل غير متناسب في هذه المؤامرات.

أحد أهم النتائج التجريبية في الفيزياء الفلكية خارج المجرة هو وجود علاقة خطية محددة جيدًا تقريبًا بين الكتلة النجمية ومعدل تشكل النجوم لمجرات تشكل النجوم ، والتي أصبحت تُعرف باسم التسلسل الرئيسي لتشكيل النجوم & # 8220. & # 8221 بفضل CALIFA و MaNGA ، تم إنشاء & # 8217s في السنوات الأخيرة أن SFMS يمتد إلى المقاييس تحت المجرية أيضًا ، على الأقل وصولاً إلى دقة & simkpc لهذه الاستطلاعات. هذه المؤامرة الأولى تتعلق بكثافة سطح معدل تشكل النجوم مقابل كثافة سطح الكتلة النجمية ، حيث تذكر تقديري لـ SFR لمقياس زمني يبلغ 100 Myr. الوحدات ( mathrm ) و ( mathrm ) ، تم قياسه لوغاريتميًا. هذه التقديرات غير مصححة للميل وتم ترميزها بالألوان بواسطة فئة BPT باستخدام مخطط تصنيف Kauffmann & # 8217s لـ 6584 [N II] ، مع فئتين إضافيتين للأطياف مع خطوط انبعاث ضعيفة أو معدومة.

إذا أخذنا الأطياف بنسب خط تشكيل النجوم على أنها تشتمل على SFMS هناك هو علاقة وثيقة إلى حد ما: سحابة الخطوط هي تقديرات من انحدار خطي بسيط بايزي مع نموذج خطأ قياس يتناسب مع النقاط مع تصنيف BPT لتشكيل النجوم فقط (N = 428). العلاقة النموذجية هي ( Sigma_ = -11.2 ( pm 0.5) + 1.18 ( pm 0.06)

سيجما_) (95٪ حدود ثقة هامشية) ، مع تشتت حول متوسط ​​العلاقة relation 0.27 dex. المنحدر هنا أكثر حدة من معظم التقديرات 2 على سبيل المثال في تجميع كبير بواسطة Speagle et al. (2014) لم يتجاوز أي من التقديرات منحدر 1. ، ولكن ربما يكون من قبيل الصدفة قريبًا جدًا من تقدير لعينة صغيرة من مجرات تشكيل النجوم MaNGA في Lin et al. (2019). لا أعطي أي أهمية خاصة لهذه النتيجة. منحدر SFMS حساس للغاية لطريقة التركيب المستخدمة ، ومعايرة الكتلة النجمية و SFR ، وتأثيرات الاختيار. أيضًا ، ترتبط تقديرات المنحدر والاعتراض ارتباطًا وثيقًا بكل من طرق التركيب البايزية والمتكررة.

إحدى السمات البارزة لهذه المؤامرة هي التقسيم الطبقي الواضح إلى حد ما حسب فئة BPT ، مع المناطق التي بها نسب خط AGN / LINER ومناطق خط انبعاث ضعيفة تقابلها أسفل

1 ديكس. ومن المثير للاهتمام ، أن المناطق ذات & # 8220 مركب & # 8221 نسب خط تمتد على جانبي التسلسل الرئيسي ، مع بعض أكبر القيم المتطرفة على الجانب المرتفع. هذا يرجع في الغالب إلى وجود Markarian 848 في العينة ، والذي رأيناه في المنشورات الأخيرة به نسب خط مركب في معظم منطقة بصمة IFU ومعدلات عالية لتكوين النجوم بالقرب من النواة الشمالية (مع إخفاء الغبار بشكل أكبر) .

&سيجماsfr مقابل & سيجمام *. سحابة الخطوط المستقيمة هي تقدير لعلاقة التسلسل الرئيسي لتشكيل النجوم بناءً على الأطياف مع نسب خط تشكل النجوم. تم تحليل العينة جميعًا أطيافًا من مجموعة & # 8220 انتقالية & # 8221 مرشحين للوظيفة السابقة.

هناك علاقة أخرى ملحوظة أظهرتها سابقًا لعدد قليل من المجرات الفردية بين معدل تكوين النجوم المقدّر من نماذج SFH واللمعان Hα ، وهو معاير SFR الرئيسي في الأطياف البصرية. في الرسم الأيسر أدناه ، تم تصحيح H & alpha للتوهين المقدر لـ ممتاز المكون في نماذج SFH. الخط المستقيم هو معايرة SFR-H & alpha لـ Moustakas et al. (2006) ، والتي يمكن إرجاعها إلى العمل المبكر & # 821790 من قبل Kennicutt.

تتبع معظم العينة علاقة خطية بين كثافة SFR وكثافة لمعان H & alpha مع إزاحة من معايرة Kennicutt-Moustakas ، ولكن يبدو أن هناك خروجًا عن الخطية عند نهاية SFR المنخفضة بمعنى أن 100 Myr متوسط ​​SFR يتجاوز المقدار الذي تنبأ به H & alpha (الذي يتذكر تكوين النجوم في مقاييس 5-10 Myr). هذا قد يتم تفسيرها على أنها تشير إلى أن العينة تشمل عددًا كبيرًا من المناطق التي تم إخمادها مؤخرًا (أي ضمن 10-100 Myr الماضية). على الرغم من ذلك ، هناك تفسير آخر محتمل ، بما في ذلك التقديرات المتحيزة لمعان H & alpha عندما تكون خطوط الانبعاث ضعيفة.

في اللوحة اليمنى أدناه ، أرسم نفس العلاقة ولكن مع تصحيح H & alpha للتوهين باستخدام تناقص Balmer للأطياف مع اكتشافات مؤكدة في الأسطر الأربعة التي تدخل في تصنيف [N II] / H & alpha vs. [O III] / H & beta BPT ، وبالتالي لديها اكتشافات مؤكدة في H & beta. تملأ العينة الآن بشكل جيد خط المعايرة عبر & sim 4 أوامر حجم تقديرات كثافة SFR. لذلك ، فإن التوهين في المناطق التي تظهر فيها خطوط الانبعاث أعلى بشكل منهجي من التوهين المقدر للضوء النجمي. هذه نتيجة معروفة. ما يشجع & # 8217s هو أنه يشير إلى أن تقديرات التوهين الخاصة بي تحتوي بالفعل على معلومات مفيدة.

(L) مقدرة وسيغماsfr مقابل & سيجماتسجيل L (H & alpha) تم تصحيحه للتوهين باستخدام تقدير التوهين النجمي. (R) متماثل ولكن تم تصحيح لمعان H & alpha باستخدام إنقاص Balmer. الأطياف مع انبعاث H و beta المكتشفة فقط.

علاقة واحدة أخيرة: تم استخدام مقياس لقوة كسر 4000 درجة كمعيار لمعدل تكوين نجم معين منذ برينشمان وآخرون على الأقل. (2004). يوجد أدناه روايتي باستخدام تعريف & # 8220narrow & # 8221 لـ D4000. لم أحاول إجراء مقارنة كمية مع أي عمل آخر ، ولكن من الواضح أن هناك علاقة محددة جيدًا. ربما تجدر الإشارة إلى أن & # 8220red and dead & # 8221 ETGs عادة ما يكون ( mathrm gtrsim 1.75 ) (انظر رسالتي السابقة على سبيل المثال). يقع عدد قليل جدًا من الأطياف في هذه العينة في تلك المنطقة ، ومعظمها أطياف S / N منخفضة في ضواحي عدد قليل من المجرات.

معدل تكوين النجوم المحدد مقابل دن4000

اثنين من الإيجابيات الخاطئة الواضحة في هذه العينة كانا زوج من الحلزونات التصميمية الكبيرة (المانجا 1-23746 و 1.382712) مع رش مناطق H II على طول أذرعهم بالكامل. لمعرفة سبب اختيارهم والتحقق من أنهم & # 8217re في الواقع إيجابيات خاطئة ، إليك خرائط BPT:

خريطة تصنيف BPT & # 8212 mangaid 1-23746 (plateifu 8611-12702) خريطة تصنيف BPT & # 8212 mangaid 1-382712 (plateifu 9491-6101)

هذه هي الرسوم التوضيحية المثالية لمخاطر استخدام أطياف الألياف المفردة لاختيار العينة عندما تكون خصائص المجرة العالمية ذات أهمية. تحتوي المناطق المركزية لكلتا المجرتين على أطياف & # 8220 مركبة & # 8221 ، مما قد يشير في الواقع إلى أن الانبعاث ناتج عن مجموعة من مناطق النوى المجرية النشطة وتشكيل النجوم ، ولكن خارج المناطق النووية تسود نسب خط تشكل النجوم طوال الوقت.

تساهم هاتان المجرتان بحوالي 45٪ من الأطياف المهملة مع نسب خط تشكل النجوم ، لذا فإن SFMS سيكون أقل كثافة سكانية بدون مساهمتها. هناك مجرة ​​أخرى واحدة فقط (mangaid 1-523050) تهيمن عليها بالمثل مناطق SF وقد أدت إلى اضطراب التشكل بشكل كبير.

قد أعود إلى هذه العينة أو الأفراد في المستقبل. من المحتمل أن تكون مشاركاتي التالية حول نمذجة Bayesian.

اختيار & # 8220 انتقالية & # 8221 المجرات

لقد ذكرت عدة مرات أنني أخذت لقطة منذ عدة سنوات في اختيار عينة من ما بعد انفجار النجوم ، أو لاستخدام مصطلح اكتسب بعض العملة مؤخرًا ، & # 8220transitioning & # 8221 galaxies 1 الانتقال في هذا السياق يعني أن توقف تشكل النجوم مؤخرًا أو في طور الإغلاق. للاستشهاد بمثال واحد Alatalo et al. (2017) استخدم الكلمة 18 مرة بهذا المعنى. أحد الأشياء التي أدركها علماء الفلك هو أن معايير الاختيار الطيفية التقليدية K + A (التي تتطلب بشكل أساسي مزيجًا من خطوط امتصاص Balmer القوية والانبعاثات الضعيفة) من المحتمل أن تفوت مجموعات مهمة ، على سبيل المثال المجرات التي تستضيف نواة مجرية نشطة. يعني الاختيار للانبعاثات الضعيفة أيضًا أن تكون النجوم قد توقفت بالفعل ، مما يحول دون العثور على المجرات التي هي في طور الإغلاق ولكنها لا تزال تشكل النجوم. من ناحية أخرى ، فإن إسقاط القيود على الانبعاث لن ينجح لأن العينة الناتجة ستكون ملوثة بجزء كبير من مجرات تشكل النجوم العادية. فيما يلي مخطط تشخيصي طيفي شائع ، يرسم (pseudo) Lick Hδأ مؤشر مقابل 4000 درجة كسر مؤشر قوة دن(4000). استخدم هذا الإصدار قياسات MPA-JHU لما يقرب من 1/2 أطياف المجرة أحادية الألياف SDSS من DR8.

مستوى قوة كسر Lick Hδ & # 8211 4000Å لعينة كبيرة من مجرات SDSS. القياسات من خط أنابيب MPA-JHU.

كما هو الحال بالنسبة للعديد من الخصائص المرصودة للمجرات ، فإن التوزيع في هذا الرسم البياني ثنائي النسق بقوة ، حيث يتمركز أحد الأنماط حول Hδأ ≈ 5Å. بالنسبة للجزء الأكبر ، فإن هذه المنطقة من المستوى Hδ-D4000 مشغولة بالمجرات المكونة للنجوم & # 8212 في مكان ما حوالي 8-10 ٪ من جميع أطياف SDSS بقياسات MPA لها Hδأ ≥ 5Å ، في حين أن مجرات K + A الحقيقية لا تزيد عن جزء بسيط من نسبة السكان المحليين. لقد اتخذت أبسط نهج ممكن لمحاولة تقليل التلوث من المجرات المكونة للنجوم: إلى جانب اختيار K + A التقليدي مع قيود خط انبعاث مريحة قليلاً ، قمت باختيار أطياف بنسب خط انبعاث في المنطقة & # 8220 أكثر من تشكل النجوم & # 8221 من المنطقة [N II] / Hα مقابل [O III] / Hβ BPT التشخيص. قررت استخدام حدود Kauffmann & # 8217s التجريبية لتشكيل النجوم كمعيار اختيار ، وبالتالي أدرجت ما يسمى بالمنطقة & # 8220composite & # 8221 لتشخيص BPT. من أجل الاكتمال وإمكانية التكاثر ، هنا جزء من استعلام CASJobs الذي استخدمته. لقد حفظت عددًا من القياسات من خط أنابيب التحليل الطيفي لـ MPA بالإضافة إلى خط أنابيب صور SDSS الذي لم يتم تضمينه في القائمة أدناه. لقد قمت بتضمين بضعة أسطر فقط للإشارة إلى أنه من المهم استخدام الإصدار المطروح لخط الانبعاث من مؤشر Lick Hδ لأنه يمكن أن يكون ملوثًا بشكل كبير. يتم اختيار الأطياف ذات الاكتشافات المؤكدة وتقديرات الخطأ الجيدة لخطوط الانبعاث والامتصاص ذات الصلة في معظم شروط الاستفسار. هناك أيضًا قيد نطاق الانزياح الأحمر & # 8212 ، تم تعيين الحد الأعلى لتجنب تلوث Hδ بخط السماء ليلا الأرضية 5577 درجة. أخيرًا ، هناك بعض قيود الجودة المتواضعة.

لقد استخدمت استعلامًا ثانيًا لإجراء تحديد K + A أكثر تقليدية. كان من الممكن القيام بكل هذا باستعلام واحد ولكن الشروط تصبح معقدة بعض الشيء. تعمل هذه الاستعلامات في DR10 & # 8220context & # 8221 2 ، لا يهم إصدار البيانات & # 8217t في الواقع طالما أنه & # 8217s بعد DR7 منذ الإصدار الأخير الذي تم تشغيل خط أنابيب MPA عليه كان DR8. يجب أن تُرجع 4235 و 874 نتيجة على التوالي ، مع بعض التداخل.

اعتقدت في ذلك الوقت استنادًا فقط إلى فحص الصور المصغرة لـ SDSS أن هناك عددًا كبيرًا جدًا من الإيجابيات الخاطئة في شكل مجرات تكوين النجوم العادية للغرض المقصود من العينة. لعب اختيار تضمين المجرات في المنطقة المركبة Kauffmann & # 8217s دورًا ما في هذا & # 8212 على الرغم من أن الأشخاص المسؤولين عن مخطط التصنيف هذا يعترفون الآن بأنه من السهل جدًا أن تحتوي بعض المجرات بالفعل على أطياف مكونة من مناطق تكوين النجوم و AGN . لكن السبب الأكثر أهمية في اعتقادي هو المشكلة المعروفة المتمثلة في أن أطياف الألياف المفردة تغطي فقط جزءًا من معظم المجرات القريبة ونواة المجرات (التي كانت الأهداف المقصودة) ليست سوى ممثلة للخصائص العالمية للمجرات. تم تشكيل SPOGS 3 اختصارًا بطريقة ما من المصطلح & # 8220 مسح المجرة بعد الانفجار النجمي. & # 8221 عينة من Alatalo et al. عام 2016 ، الذي له أهداف مماثلة لاختياري ولكن معايير اختيار أكثر تفصيلاً ، لديه (في رأيي) قضية مماثلة من الإيجابيات الكاذبة لنفس السبب.

توفر MaNGA فرصة فريدة لفحص أسباب الإيجابيات الزائفة في العينة الانتقالية ، وآمل أيضًا أن أؤكد بعض الإيجابيات الحقيقية. نتج عن تطابق بسيط للموضع في عينتي ، التي تضم حوالي 5500 عضو ، مع إحداثيات كائن MaNGA DR15 ، 29 تطابقًا مع تفاوت موضع حوالي 3 & # 8243. يتم عرض الصور المصغرة SDSS لـ 29 أدناه. حسب إحصائي ، فإن ما لا يقل عن 13 ، أو 45 ٪ ، من العينة مضطربين بشكل واضح بطريقة ما مع وجود 7 من هؤلاء بقايا اندماج واضحة مع أصداف واضحة وذيول مدية.

لقد كنت أحسب نماذج تاريخ تكوين النجوم لهذه النماذج بوتيرة مترفة وأخطط لكتابة المزيد عن العينة في المنشورات المستقبلية. اثنان من هؤلاء & # 8217 كتب بالفعل عن & # 8212 إلى جانب Mrk 848 رقم 15 في الطوابع البريدية كان موضوع سلسلة من المشاركات تبدأ هنا. قد أكتب المزيد من دراسات الحالة مثل تلك ، أو ربما ألقي نظرة أكثر شمولية على العينة وأقارنها بمجموعة تحكم.

كشيء جانبي ، مع وضع أكثر مرونة يطابق التسامح ، يظهر كائن 30:

هذا جعل عينتي مبنية على طيف النواة الشرقية. تبين أن هذا الكائن غريب بشكل مضاعف. إلى جانب وجود نواتين ظاهرتين ، عندما قمت ببعض التركيبات الطيفية الأولية ، لاحظت وجود نمط غريب من المخلفات التي تبين أنها ناتجة عن هذا:

مقتطف من طيف واحد من plateifu 8083-9101 (mangaid 1-38017)

العديد من الأطياف لها خطوط انبعاث في الأطوال الموجية لإطار الراحة. هذا الطيف المحدد ، الذي جاء من مكان ما في الربع SE من أثر IFU ، يُظهر بوضوح Hα بالإضافة إلى [N II] و [S II] إزاحة من نفس الخطوط عند الانزياح الأحمر للمجرة. اتضح أن هذه المجرة تقع بالقرب من حافة Orion-Eridanus superbubble ، وهي منطقة كبيرة من الانبعاث المنتشر في مجرتنا. إذا اخترت دراسة هذه المجرة بمزيد من التفصيل ، يمكن إخفاء هذه الخطوط بسهولة كافية ، لكن البيانات الوصفية لمكعب البيانات هذا تقول إنه لا ينبغي استخدام & # 8217t.

Markarian 848 & # 8211 إغلاق المواضيع

سأختتم تحليلي لـ Mrk 848 الآن بثلاثة موضوعات. أولا الغبار. مثل معظم أكواد تركيب SED ، فإن المنجم ينتج تقديرًا للتوهين الداخلي ، والذي أتعامل معه مع τالخامس، العمق البصري عند V بافتراض منحنى توهين كالزيتي التقليدي. قبل الدخول في مناقشة حول السياق ، توجد هنا خريطة لتقدير المتوسط ​​اللاحق لهدف S / N الأعلى للبيانات. للإشارة ، يتم فرض صور سطوع سطح نطاق r المركب المأخوذ من مكعب بيانات MaNGA:

خريطة المتوسط ​​الخلفي لـ τV من نموذج غبار مكون واحد يناسب توهين كالزيتي

يقارن هذا بشكل معقول مع انطباعي البصري عن توزيع الغبار. تحتوي كلتا النواتين على أعماق بصرية غبار كبيرة جدًا مع انخفاض تدريجي في الخارج ، في حين أن الذيل الشمالي للمد والجزر له توهين ضئيل نسبيًا.

الورقة التي كتبها يوان وآخرون. التي نظرت فيها في المرة الأخيرة ، كرست معظم مساحتها لطرق مختلفة لنمذجة توهين الغبار ، واستنتجت في النهاية أن نموذج الغبار المكون من مكونين من النوع الذي دعا إليه شارلوت وفال (2000) كان مطلوبًا لتحقيق نتائج تركيب طيفي كامل باستخدام ppxf on نفس بيانات MaNGA التي تم فحصها I & # 8217ve في اتفاق معقول مع يناسب النطاق العريض للأشعة فوق البنفسجية UV-IR SED.

هناك & # 8217s بالتأكيد بعض الأدلة التي تدعم هذا. فيما يلي مخطط I & # 8217 الذي تم عرضه لبعض الأنظمة الأخرى للعمق البصري المقدر لمناطق انبعاث خط انبعاث Balmer استنادًا إلى تناقص Balmer مقابل نظريًا (لقد افترضت أن نسبة Hα / Hβ جوهرية تبلغ 2.86 وتوهين كالزيتي العلاقة) مقابل العمق البصري المقدر من نماذج SFH ، والتي تقدر تقريبًا مقدار الاحمرار اللازم لملاءمة أطياف نموذج SSP مع الاستمرارية المرصودة. في بعض النواحي ، يعد هذا نظامًا أكثر ملاءمة مما نظر إليه البعض لأن انبعاثات Hβ في مستويات قابلة للقياس طوال الوقت.من ناحية أخرى ، هناك دليل واضح على أن آليات التأين المتعددة تعمل ، لذلك من المحتمل أن يكون افتراض قيمة أساسية واحدة لـ Hα / Hβ بسيطًا للغاية. قد يكون هذا سببًا جزئيًا للتشتت في العلاقة النموذجية ، لكنه يشجع على وجود ارتباط إيجابي قوي (بالنسبة لأولئك الذين يهتمون ، معامل الارتباط بين القيم المتوسطة هو 0.8).

الخط الصلب في الرسم البياني أدناه هو 1: 1. سحابة الخطوط شبه الشفافة هي العلاقات التي تم أخذ عينات منها من أخطاء Bayesian في نموذج انحدار المتغيرات. المتوسط ​​(وعدم اليقين الهامشي 1σ) هو ( tau_ = (0.94 pm 0.11) + (1.21 pm 0.12) tau_V ). لذا فإن العلاقة المقدرة أكثر حدة بقليل من 1: 1 ولكن بإزاحة حوالي 1 ، والتي تختلف قليلاً عن نموذج Charlot & amp Fall وعن ما Yuan et al. وجدت ، حيث يحتوي المكون النجمي الأصغر على توهين للغبار بحوالي 2-3 مرات مثل عدد النجوم الأكبر سنًا. لقد رأيت علاقة مماثلة ليست شديدة الانحدار في كل نظام نظرت إليه ولا أعرف سبب اختلافه عما يُفترض عادةً. قد أنظر فيه يوما ما.

τالخامس المقدرة من تناقص Balmer مقابل τالخامس من يناسب النموذج. الخط المستقيم هو علاقة 1: 1. سحابة الخطوط من أخطاء بايزي في نموذج انحدار المتغيرات.

لقد كان لدي الوقت لتشغيل بعض طرازي SFH المكونين للغبار. هذا امتداد بسيط جدًا لنماذج مكون واحد: يتم تطبيق عمق بصري واحد على جميع أطياف SSP. يتم تطبيق المكون الثاني بعمق بصري ثابت عند 1 أكبر من القيمة المجمعة فقط على أطياف النموذج الأصغر ، والتي تم استرجاعها من SSPs غير المطورة من مكتبة BC03 المحدثة. سأقوم فقط بعرض النتائج الأساسية من النماذج في الوقت الحالي في شكل خرائط لكثافة SFR ومعدل تكوين النجوم المحدد. بالمقارنة مع نفس الخرائط المعروضة في نهاية المنشور الأخير ، هناك اختلاف بسيط جدًا في التباين المكاني لهذه الكميات. يتمثل التأثير الرئيسي لإضافة المزيد من السكان الشباب المحمرين إلى النموذج في استبدال بعض الضوء الأقدم & # 8212 هذا هو انحطاط عصر الغبار المعروف. كان متوسط ​​التأثير هو زيادة كثافة الكتلة النجمية (بمقدار ≈ 0.05 dex بشكل عام) بينما كان التأثير طفيفًا تناقص متوسط ​​100Myr SFR (بمقدار ≈ 0.04 dex) ، مما يؤدي إلى انخفاض متوسط ​​في معدل تكوين النجوم المحدد بمقدار ≈ 0.09 dex. في حين أن هناك بعض الاختلافات المكانية في كل هذه الكميات ، لا يتغير الاستنتاج النوعي كثيرًا.

النتائج من موديلات غبار مكونة من مكونين. (L) كثافة SFR. (R) SFR محدد

على عكس Yuan + I don't & # 8217t أجد حاجة واضحة لنموذج الغبار المكون من مكونين. بدون محاولة تكرار نتائجهم ، يمكنني & # 8217t أن أقول سبب اختلافنا تمامًا ، لكنني أعتقد أنهم أخطأوا في تجميع بيانات MaNGA إلى أدنى دقة مكانية لبيانات القياس الضوئي ذات النطاق العريض التي استخدموها ، والتي كانت نصف قطرها 5 & # 8243. هناك اختلافات واضحة في الظروف المادية على نطاقات أصغر بكثير من هذا.

الموضوع الثاني: مؤشر SFR الأكثر قبولًا في الأطوال الموجية المرئية هو لمعان Hα. إليكم مخططًا آخر I & # 8217 تم عرضه مسبقًا: مخطط تشتت بسيط لكثافة لمعان Hα مقابل متوسط ​​كثافة معدل تكوين النجوم 100Myr من نماذج SFH. يتم تصحيح كثافة اللمعان للتوهين المقدّر من تناقص Balmer وللمقارنة ، فإن النقاط الرمادية الفاتحة هي القيم غير المصححة. يتم ترميز النقاط بالألوان بواسطة فئة BPT المحددة بالطريقة المعتادة. الخط المستقيم هو معايرة Hα & # 8211 SFR لـ Moustakas et al. (2006) ، والتي بدورها مأخوذة من عمل سابق لكينيكوت.

كثافة سطوع النموذج مقابل كثافة سطوع Hα المصححة للانقراض المقدّر من تناقص Balmer. النقاط ذات الألوان الفاتحة غير مصححة للانقراض. الخط المستقيم هو معايرة Hα-SFR من Moustakas et al. (2006)

مع الأخذ في الاعتبار أن انبعاثات Hα تتعقب تشكل النجوم على نطاقات زمنية تبلغ 10 Myr 1 إلى الحد الذي يحدث فيه التأين بسبب النجوم الشابة الساخنة. من الواضح أن هناك العديد من المصادر المؤينة في هذا النظام ، لكن فك تشابك آثارها يبدو صعبًا. لاحظ أنه لا يوجد تصنيف طبقي واضح بواسطة فئة BPT في هذه المؤامرة. يدعم هذا الرسم البياني بشدة السيناريو الذي أشرت إليه في آخر مشاركة. في أعلى سطوع Hα ، يمتد اتجاه SFR-Hα بشكل جيد مع معايرة Kennicutt-Moustakas ، بما يتوافق مع اكتشاف أن المناطق المركزية من المجرتين لديها معدلات تكوين نجم ثابتة أو متزايدة ببطء في الماضي القريب. في سطوع Hα المنخفض ، اتجاهات متوسط ​​100Myr باستمرار فوق خط المعايرة ، مما يعني خبوًا حديثًا لتشكيل النجوم.

تضيف الخرائط أدناه بعض التفاصيل ، وهنا يساعد التوحيد الإدراكي للوحة ألوان viridis حقًا. إذا كان تشكيل النجوم قد تتبع بالضبط لمعان Hα ، فستبدو هاتان الخريطتان متماثلتين. وبدلاً من ذلك ، فإن ذيل المد الشمالي على وجه الخصوص والقطعة الصغيرة من الجزء الجنوبي داخل بصمة IFU هما تحت الضوء في H & alpha ، مما يشير مرة أخرى إلى تلاشي تشكل النجوم مؤخرًا في الأطراف.

(L) كثافة سطوع Hα ، مصححة للانقراض المقدرة بتقليل Balmer. (R) كثافة SFR (متوسط ​​100 Myr).

الموضوع النهائي: ملاءمة البيانات وخاصة خطوط الانبعاث. كما ذكرت سابقًا ، فقد قمت بملاءمة المساهمة النجمية وخطوط الانبعاث في وقت واحد ، بافتراض عمومًا تشتتات سرعة غاوسية منفصلة مكونة من عنصر واحد وتعويض سرعة نظام مشترك. يعمل هذا بشكل جيد مع معظم المجرات ، ولكن بالنسبة للمجرات النشطة أو الأنظمة مثل هذه ذات ملفات تعريف السرعة المعقدة ، ربما لا يكون كثيرًا. على وجه الخصوص ، من المعروف أن المنطقة النووية الشمالية لديها تدفقات عالية السرعة في كل من الغاز المتأين والمحايد بسبب الرياح التي تحركها المستعرات الأعظمية. سأقوم الآن بإلقاء نظرة على طيف الألياف المركزي. لقد & # 8217t فحص النوبات بالتفصيل ، ولكن بشكل عام تتحسن خارج المنطقة المجاورة للمركز. أولاً ، هذا هو الملاءمة للبيانات باستخدام نموذجي القياسي. في اللوحة العلوية ، الخط الرمادي ، والذي يمكن رؤيته في الغالب & # 8217t ، هو الطيف المرصود. الأزرق عبارة عن كميات من الجزء الخلفي يعني الملاءمة & # 8212 هذا في الواقع شريط ، على الرغم من أن عرضه رقيق جدًا بحيث لا يمكن تمييزه. اللوحة السفلية هي المخلفات في الانحرافات المعيارية. نعم ، إنها تعمل بحجم كبير يصل إلى ± 50 درجة ، مع وجود مشاكل واضحة حول جميع خطوط الانبعاث. هناك أيضًا عدد من خطوط الانبعاث الضعيفة التي لا أقوم بتتبعها والموجودة في هذا الطيف.

ملائم لنموذج طيف الألياف المركزي بتوزيعات سرعة غوسية واحدة.

لدي حل لمثل هذه الحالات التي أسميها جزئيًا حدوديًا. أفترض أن نموذج Gauss-Hermite المعتاد لخطوط الانبعاث (كما في ، على سبيل المثال ، ppxf) بينما تم تصميم توزيع السرعة النجمية باستخدام نواة الالتفاف 2 أعتقد أنني ناقشت هذا سابقًا ولكني & # 8217m كسول جدًا للتحقق بشكل صحيح الآن. إذا لم & # 8217t أنا & # 8217ll نشر عنه يومًا ما. لسوء الحظ ، يستغرق تطبيق ستان لهذا النموذج وقتًا أطول في تنفيذه على الأقل من النموذج القياسي ، مما يجعل استخدامه بالجملة باهظ التكلفة. إنه يحسن ماديًا ملاءمة هذا الطيف على الرغم من استمرار وجود مشاكل مع خطوط الانبعاث الأقوى. دعونا & # 8217s في التكبير في عدد قليل من المناطق الحاسمة من الطيف:

تم تكبيره بما يتناسب مع طيف الألياف المركزية باستخدام & # 8220 توزيع السرعة البارامترية الجزئي & # 8221 النموذج. الرمادي: التدفق الملحوظ. أزرق: نموذج.

الشيئان الظاهران هنا هما العلامة الواضحة للتدفق الخارجي في خطوط الانبعاث المحظورة ، خاصة [O III] و [N II] ، بينما خطوط Balmer أكثر تناسقًا نسبيًا كما هو الحال مع الزوج [S II] عند 6717 ، 6730Å . من المحتمل أن يكون وجود بقايا كبيرة إلى حد ما لأن الانبعاثات تأتي من منطقتين مختلفتين ماديًا على الأقل في حين أن التوافق مع البيانات مدفوع في الغالب بواسطة Hα ، والذي يعتبر كالعادة أقوى خط انبعاث. يلتقط الملاءمة نوى خط الانبعاث في خطوط Balmer ذات الترتيب العالي بشكل جيد إلى حد ما وكذلك خطوط الامتصاص على الجانب الأزرق من فاصل 4000 درجة باستثناء المنطقة المحيطة بخط [Ne III] عند 3869 درجة.

أنا مهتم في الغالب بتاريخ تشكل النجوم ، ومن المهم معرفة الاختلافات الموجودة. فيما يلي مقارنة بين ثلاثة نماذج: النموذج القياسي الخاص بي ، ونموذج مكوني الغبار ، ونموذج تشتت السرعة البارامترية الجزئي:

نماذج مفصلة لتاريخ تكوين النجوم للنواة الشمالية باستخدام 3 نماذج مختلفة.

في الواقع ، الاختلافات صغيرة وليست خارج نطاق التباين الطبيعي لـ MCMC بشكل واضح. يزيد نموذج الغبارين بشكل طفيف من مساهمة أصغر مكون نجمي على حساب المساهمين الأكبر سنًا. يتمتع الثلاثة جميعًا بالارتفاع الفعلي المفترض في SFR عند 4Gyr وتاريخ تقديري مشابه جدًا للأعمار و gt1 Gyr.

ما زلت أتخيل عددًا من تحسينات النموذج في المستقبل. يتتبع الإصدار الحالي من خط أنابيب تحليل البيانات الرسمي عدة خطوط انبعاث أكثر مما أفعله حاليًا وقد تم تحديث الأطوال الموجية التي قد تكون أكثر دقة من تلك الموجودة في خط أنابيب SDSS الطيفي. قد يكون من المفيد السماح بتوزيعين مختلفين على الأقل لسرعة خط الانبعاث ، على سبيل المثال أحدهما لخطوط إعادة التركيب والآخر ممنوع. لسوء الحظ ، فإن النفقات الحسابية لهذا النوع من التعميم في الوقت الحاضر باهظة.

أنا & # 8217m لا أعجب بنموذج الغبار الذي جربته ، ولكن ربما لا تزال هناك تحسينات مفيدة لنموذج التوهين. قد يكون الشكل الأكثر مرونة لعلاقة Calzetti مفيدًا على سبيل المثال 3 هناك مؤلفات حديثة ذات صلة بهذا الموضوع والتي أنا & # 8217m مرة أخرى كسول جدًا بحيث لا يمكنني البحث عنها.

كان انطباعي الأولي عن هذا النظام أنه كان نتيجة إيجابية خاطئة واضحة تم اختيارها في الغالب بسبب تصنيف BPT الزائف. لمزيد من التفكير مع بيانات MaNGA المتاحة ، فإنه & # 8217s ليس واضحًا جدًا. المفاجأة الطفيفة هي امتصاص Balmer القوي تقريبًا في جميع أنحاء النظام مع وجود دليل على توقف مؤخرًا لتشكيل النجوم في ذيول المد والجزر. السيناريو الشائع لتشكيل مجرات K + A من خلال عمليات الاندماج الرئيسية هو أنها تعاني من انفجار نجمي مركز مركزيًا بعد الاندماج ، والذي بمجرد أن يتلاشى الغبار ويفترض أن بعض آليات التغذية المرتدة توقف تكوين النجوم يؤدي إلى فترة تصل إلى Gyr أو لذلك مع توقيع K + A الكلاسيكي 4 أشرت سابقًا إلى Bekki et al. 2005 الذي يدرس هذا السيناريو بتفصيل كبير. يوفر الحصول على اندماج في اللحظة التي تسبق الاندماج النهائي أدلة مهمة حول هذه العملية.

على حد علمي لم تكن هناك محاولات للنمذجة الديناميكية لهذا النظام المعين. هناك الآن معلومات حركية جيدة بشكل معقول للمنطقة التي يغطيها MaNGA IFU ، وهناك بيانات قياس ضوئي جيدة من كل من HST والعديد من استطلاعات التصوير. هذه معًا تجعل النمذجة الديناميكية المفصلة ممكنة تقنيًا. سيكون من المثير للاهتمام لو أن تواريخ تشكل النجوم يمكن أن تزيد من تقييد مثل هذه النماذج. نظرًا لأننا ندرك التعددية & # 8220degeneracies & # 8221 بين العمر النجمي والخصائص الفيزيائية الأخرى ، فأنا لست واثقًا بدرجة كبيرة ، ولكن يبدو أنه من الاستفزاز أنه يمكننا على ما يبدو تحديد مراحل متميزة في التاريخ التطوري لهذا النظام.

Markarian 848 & # 8211 تاريخ مفصل لتكوين النجوم

في هذا المنشور ، سأقوم بإلقاء نظرة سريعة على تواريخ تشكيل النجوم المفصلة والمحلولة مكانيًا لهذا الزوج المجري ومقارنتها بإيجاز ببعض الأدبيات الحديثة. قبل أن أبدأ ، إليك نسخة معاد معالجتها من صورة غلاف المدونة & # 8217s مع محصول مختلف وبعض منحنى Photoshop وتعديلات المستوى لتفتيح ذيول المد والجزر قليلاً. كما قمت بتنظيف المزيد من ضربات الأشعة الكونية.

اقتصاص Markarian 848 & # 8211 بدقة كاملة مع ضبط منحنى المستوى HST ACS / WFC F435W / F814W / F160 صورة ملونة كاذبة

استندت نماذج SFH I & # 8217m التي سأناقشها إلى بيانات MaNGA التي تم وضعها في إشارة أكثر تحفظًا لهدف الضوضاء مما كانت عليه في المنشور الأخير. لقد قمت بتعيين S / N مستهدف لـ 25 & # 8212 Cappellari & # 8217s خوارزمية Voronoi binning لها عتبة قبول مشفرة صلبة تبلغ 80 ٪ من S / N الهدف ، مما ينتج عنه جميع الصناديق باستثناء عدد قليل من الصناديق التي لديها S / N فعلية في على الأقل 20. أدى هذا إلى إنتاج مجموعة بيانات مجمعة تحتوي على 63 حاوية. توضح الخريطة أدناه كثافة الكتلة النجمية (اللوغاريتم المتوسط ​​الخلفي) النموذجي ، مع وجود قمم محلية واضحة في الصناديق التي تغطي مواقع النواتين. يتم ترقيم الصناديق بترتيب زيادة مسافة النقط الوسطى الموزونة من مركز IFU ، والتي تتوافق مع موقع النواة الشمالية. يتم إزاحة مركز الحاوية 1 قليلاً عن النواة الشمالية بحوالي 2/3 & # 8243. كمرجع ، فإن المقياس الزاوي عند الانزياح الأحمر للنظام (z ≈ 0.040) هو 0.8 kpc / & # 8221 والمساحة التي تغطيها كل ليف هي 2 kpc 2.

على الرغم من عدم وجود & # 8217s في خوارزمية Voronoi binning التي تضمن ذلك ، إلا أنها قامت بعمل جيد في تقسيم البيانات إلى مناطق متميزة ماديًا ، مع نواتين ، والمنطقة المحيطة بالنواة الشمالية ، والجسر بينهما جميعًا مرتبطين بأطياف ليفية واحدة . يتم تقطيع ذيول المد والجزر إلى عدة قطع بينما تحصل مناطق سطوع السطح المنخفضة جدًا إلى شمال شرق وجنوب غرب على عدد قليل من الصناديق.

كثافة الكتلة النجمية وأرقام الحاويات مرتبة في زيادة المسافة من النواة الشمالية

لقد قمت بنمذجة تاريخ تشكل النجوم مع أكبر مجموعة فرعية لي من مكتبة EMILES التي تتكون من أطياف نموذج SSP لـ 54 حاوية زمنية و 4 صناديق معدنية. كما هو الحال في التمارين السابقة ، فقد قمت بتلائم خطوط الانبعاث والمساهمة النجمية في وقت واحد ، وهو أمر أكثر خطورة من المعتاد في هذا النظام لأن بعض المناطق ، خاصة بالقرب من النواة الشمالية ، لديها هياكل سرعة معقدة تنتج ملامح خط انبعاث بعيدة كل البعد عن غاوسي المكون الفردي. سأنظر إلى هذا بمزيد من التفصيل في منشور مستقبلي ، ولكن في الوقت الحالي ، دعنا نأخذ نماذج SFH هذه بالقيمة الاسمية ونرى إلى أين يقودون. كما فعلت في العديد من المنشورات السابقة ، ما & # 8217s المخططة أدناه هي معدلات تشكل النجوم بالكتل الشمسية / سنة على مدار الزمن الكوني ، بالعد التنازلي من & # 8220now & # 8221 (الآن عندما غادر الضوء المجرات قبل حوالي 500 عام). في هذه المرة ، استخدمت & # 8217 مقياس السجل لكلا المحورين ولأول مرة في هذه المنشورات ، قمت بعرض النتائج لكل حاوية مرتبة عن طريق زيادة المسافة من مركز IFU. أول صفين يغطيان الوسط

عدد قليل من منطقة kpc المحيطة بالنواة الشمالية. تقع النواة الجنوبية المغطاة بن 44 في الصف 8 ، والثانية من اليسار. كل من مقاييس الوقت و SFR هي نفسها لجميع المؤامرات. الخطوط السوداء هي تقديرات هامشية خلفية متوسطة والأشرطة هي 95٪ فترات ثقة خلفية.

تواريخ تكوين النجوم لمناطق Voronoi المهملة الموضحة في الخريطة السابقة. تتوافق الأرقام الموجودة في الجزء العلوي مع أرقام الحاوية في الخريطة.

من خلال التصفح من خلال هذه ، تظهر جميع المناطق "بشكل ثابت أو تناقص تدريجي في تكوين النجوم حتى حوالي 1 Gyr منذ 1 قد تتذكر I & # 8217 لقد لاحظت سابقًا أن هناك دائما زيادة طفيفة في معدل تكوين النجوم عند 4 Gyr في النماذج القائمة على EMILES ، وهذا & # 8217s شوهد في كل هذه أيضًا. يجب أن يكون هذا زائفًا ، لكنني ما زلت لا أعرف السبب. . هذا بالطبع طبيعي تمامًا بالنسبة للمجرات الحلزونية.

بدأت معظم المناطق التي يغطيها IFU في إظهار اندفاعات متسارعة وفي بعض المناطق من تشكل النجوم عند ∼1 Gyr. في أكثر من نصف الصناديق ، حدث الحد الأقصى لمعدل تشكل النجوم منذ حوالي 40-60 Myr ، مع انخفاض أو توقف في بعض المناطق عن تشكل النجوم مؤخرًا. في وسط عدد قليل من kpc حول النواة الشمالية من ناحية أخرى ، تسارعت عملية تكوين النجوم بسرعة

منذ 100 Myr وما زال عند مستويات عالية. تمتلك النواة الجنوبية تاريخًا مختلفًا تقديريًا لتكوين النجوم الحديث ، مع عدم وجود انفجار نجمي (مرئي) وبدلاً من ذلك تزيد SFR تدريجياً إلى الحد الأقصى الأخير. يكون تكوين النجوم المستمر عند مستويات قابلة للقياس موضعيًا بشكل أكبر في المناطق الجنوبية الوسطى وأضعف من خلال عدة عوامل من رفيق الشمال.

هنا & # 8217s خريطة اعتقدت أنها ستكون صاخبة جدًا بحيث لا تكون مفيدة ، ولكن تبين أنها مثيرة للاهتمام إلى حد ما. يوضح هذا التوزيع المكاني لوقت الرجوع إلى حقبة الحد الأقصى لمعدل تكوين النجم المقدّر بالمتوسط ​​الخلفي الهامشي. الوحدات المعروضة هي السجل (العمر) في Myr تذكر أنني أضفت نماذج SSP غير مطورة من تحديث 2013 لنماذج BC03 إلى مكتبة SSP القائمة على BaSTI ، مع تخصيص عمر 10Myr ، لذا فإن القيمة 1 هنا تعني بشكل أساسي ≈ الآن.

انظر إلى الوراء إلى زمن الحد الأقصى لمعدل تشكل النجوم كما تم تقديره بالمتوسط ​​الخلفي الهامشي. الوحدات هي تسجيل (العمر في Myr).

للتلخيص ، كانت هناك ثلاث مراحل في تاريخ تكوين النجوم لهذا النظام: فترة طويلة من تطور مجرة ​​القرص الطبيعي ، تبدأ بعد حوالي 1 Gyr منذ تسارع واسع النطاق لـ SFR مع رشقات نارية محلية والآن ، خلال 50-100 Myr a الماضية زيادة سريعة في تكوين النجوم التي تركزت مركزيا في النواتين (ولكن في الغالب الشمالية) بينما تم كبح نشاط المناطق الطرفية.

لقد قمت سابقًا بمراجعة بعض المؤلفات الحديثة حول الدراسات العددية لعمليات اندماج المجرات. المحاكاة عالية الدقة لـ Hopkins et al. (2013) والأفلام المتوفرة على الإنترنت على http://www.tapir.caltech.edu/

يبدو أن phopkins / Site / Movies_sbw_mgr.html ذات صلة بشكل خاص ، خاصةً نظائرها في Milky Way و Sbc. يتنبأون بتحسين عام ولكن متكتل لتكوين النجوم في وقت قريب من مرور محيط المركز الأول ، انفجار نجمي أقوى مركز مركزيًا في وقت مرور المحيط الثاني ، مع فترة انفصال أقصر قبل الاندماج. ربما من المثير للدهشة أن المقاييس الزمنية للاندماج لكل من نظائرها MW و Sbc متشابهة جدًا مع نماذج SFH الخاصة بي ، مع ∼ 1 Gyr بين الممر الأول والثاني حول المجرة وعدد قليل آخر من 10 & # 8217s من Myr إلى الاندماج النهائي.

سأختتم بخرائط (تقديرات المتوسط ​​الخلفي) لكثافة معدل تشكل النجوم (مثل ( log10 ( mathsf) )) ومعدل تكوين النجوم المحدد ، والذي يحتوي على وحدات log10 (سنة -1). هذه متوسطات 100Myr والاستدعاء يعتمد فقط على مساهمات نموذج SSP.

(L) كثافة معدل تكوين النجوم (R) معدل تكوين النجوم المحدد

قدمت العديد من الأوراق البحثية الحديثة تقديرات كمية لمعدلات تكون النجوم في هذا النظام ، والتي أراجعها بإيجاز. تعتبر المقارنات التفصيلية صعبة إلى حد ما لأن كلا من المقاييس الزمنية التي تم فحصها بواسطة أجهزة معايرة SFR المختلفة تختلف ويختلف المدى المكاني المدروس في الدراسات ، لذلك ألخص فقط النتائج المبلغ عنها والمقارنة بأفضل ما أستطيع.

يوان وآخرون. (2018) على غرار UV-IR SED & # 8217s أخذ بيانات من GALEX و SDSS و Spitzer وقام أيضًا بتركيب طيف كامل باستخدام ppxf على نفس بيانات MaNGA التي تم فحصها I & # 8217.قاموا بتقسيم البيانات إلى 5 & # 8243 (4 kpc) مناطق نصف قطرها تغطي ذيول المد والجزر وكل نواة. كانت بيانات النطاق العريض متوافقة مع نماذج SFH البارامترية بزوج من الرشقات الأسية (أحدهما ثابت عند 13Gyr ، والآخر مسموح له بالتنوع). من النماذج البارامترية قدروا SFR في النوى الشمالية والجنوبية بـ 76 و 11 ( mathsf) (التفسير الدقيق لهذه القيمة غير واضح بالنسبة لي). للمقارنة ، أحصل على قيم 33 و 13 ( mathsf) للمناطق الواقعة ضمن 4 كيلو نقطة في البوصة من النواتين عن طريق حساب متوسط ​​كثافة تشكل النجوم (الوسط الخلفي) وضربها في π * 4 2. قاموا أيضًا بحساب متوسط ​​100Myr من SFRs من الطيف الكامل المناسب مع العديد من نماذج الغبار المختلفة وأيضًا من لمعان Hα ، واستنبطوا تقديرات متباينة بترتيب من حيث الحجم أو أكثر. من الناحية النوعية ، توصلنا إلى استنتاجات مماثلة مفادها أن ذيولها كانت لها انفجارات نجمية سابقة وتشكل الآن نجومًا بمعدلات أقل من ذروتها ، وأيضًا أن النواة الشمالية لديها تشكل نجم مؤخرًا عاملًا أعلى بعدة مرات من الجنوب.

كلوفر وآخرون. (2017) كان يحاول في المقام الأول اشتقاق معايرة SFR لمرشحات WISE W3 / W4 باستخدام عينات من تشكيل النجوم العادي و LIRG / ULIRGs (بما في ذلك هذا النظام) مع ملاحظات Spitzer و Herschel. الغريب ، على الرغم من قيامهم بجدولة لمعان الأشعة تحت الحمراء للعينة بأكملها ، إلا أنهم لا يقومون بجدولة تقديرات SFR. لكن بالتعويض في المعادلتين 5 و 7 ، أحصل على تقديرات لمعدل تشكل النجوم تبلغ حوالي 100 ( mathsf). هذه قيم عالمية للنظام بأكمله. للمقارنة ، أحصل على مجموع SFR لنماذجي ≈ 45 ( mathsf) (بعد إجراء تعديل 0.2 dex لتداخل الألياف).

استخدم Tsai and Hwang (2015) أيضًا بيانات الأشعة تحت الحمراء من Spitzer وقدموا نتائج مناسبة للكميات التي أتتبعها باستخدام نفس الوحدات. كانت تقديراتهم لكثافة الكتلة النجمية (log) ، وكثافة SFR ، ومعدل تكوين النجوم المحدد في kpc المركزي للنواة الشمالية (على الأرجح) 9.85 ± 0.09 و 0.43 ± 0.00 و -9.39 ± 0.09 على التوالي. للمقارنة في الألياف التي تغطي النواة الشمالية ، تُرجع نماذجي 9.41 ± 0.02 و 0.57 ± 0.04 و -8.84 ± 0.04. بالنسبة للألياف الستة الأقرب إلى النواة ، ينخفض ​​متوسط ​​كثافة الكتلة النجمية إلى 9.17 وكثافة SFR إلى حوالي 0.39. لذا ، فإن تقديراتنا لتقديرات SFR قريبة بشكل مدهش بينما تقدير كثافة الكتلة لدي أقل بمقدار 0.7 ديكس.

أخيرًا ، فيجا وآخرون. (2008) تم إجراء نموذج انفجار نجمي يناسب بيانات راديو الأشعة تحت الحمراء عريضة النطاق. قدّروا عمر انفجار بحوالي 60 عامًا لهذا النظام ، بمتوسط ​​SFR أعلى من 225 ( mathsf) والحالية (آخر 10 Myr) 87 فرنك سويسري ( mathsf) في منطقة تشكيل النجوم نصف قطرها 0.27 كيلو قطعة. يبلغ عمق نموذجهم البصري 33 عند 1 ميكرومتر ، مما يجعل انفجارهم النجمي المفترض غير مرئي تمامًا عند الأطوال الموجية الضوئية. افترضت حساباتهم وجود Salpeter IMF ، والذي سيضيف ≈0.2 dex إلى الكتل النجمية ومعدلات تكوين النجوم مقارنةً بـ Kroupa IMF المستخدم في نماذجي.

بشكل عام ، أجد أنه من المشجع أن تقديرات نموذجي لـ SFR ليست أسوأ من عدة عوامل أقل مما تم الحصول عليه من بيانات الأشعة تحت الحمراء & # 8212 إذا كان تقدير Vega + للعمق البصري للغبار صحيحًا عظم من تشكيل النجوم مخفي بشكل جيد. في المرة القادمة أخطط للنظر في انبعاثات Hα وربط الأطراف السائبة الأخرى. إذا سمح الوقت قبل أن أضطر لإسقاط هذا لفترة من الوقت ، فقد ألقي نظرة على نموذجين للغبار.

محمد علي محمد 848

هذه المجرة 1 المعروفة أيضًا باسم VV705 و IZw 107 و IRAS F15163 + 4255 ، من بين أمور أخرى ، كانت صورتي المميزة منذ أن بدأت هذه المدونة. لماذا هذا بالإضافة إلى أنه نوع من المظهر الرائع؟ كما ذكرت من قبل & # 8217 ، قبل أن ألتقط صورة قبل بضع سنوات في اختيار عينة من & # 8220 انتقالية & # 8221 مجرة ​​من العينة الطيفية SDSS ، تلك التي قد تكون في طور الإغلاق السريع لتشكيل النجوم 2 انظر على سبيل المثال Alatalo et al. (2017) للاستخدام الأخير لهذه المصطلحات. . لقد استندت في الاختيار إلى مزيج من امتصاص Hδ القوي وإما خطوط الانبعاث الضعيفة أو نسب الخط بخلاف تكوين النجوم الخالص ، باستخدام قياسات من خط أنابيب MPA-JHU. قام زوج المجرات هذا بعمل العينة بناءً على الطيف المتمركز في النواة الشمالية (يوجد أيضًا طيف للنواة الجنوبية من مطياف BOSS ، ولكن لا توجد قياسات لخطوط أنابيب MPA). حسنًا الآن ، من المؤكد أن هذه المجرات تنتقل إلى شيء ما ، لكنها ربما لم تقم بإيقاف تشكل النجوم حتى الآن. تتنبأ محاكاة عمليات الاندماج الغنية بالغاز بشكل عام بحدوث انفجار نجمي يبلغ ذروته في وقت قريب من وقت الاندماج النهائي. هناك أيضًا تشكيل نجمي حالي كبير ، يصل إلى 100-200 (M_ odot / سنة ) وفقًا لتقديرات الأدبيات المختلفة ، على الرغم من أنه مخفي في الغالب. لذا في ظاهر الأمر ، يبدو أن هذا على الأقل نتيجة إيجابية خاطئة. كان هذا أيضًا هدفًا مبكرًا لـ MaNGA ، وواحدًا من عدد صغير حيث يتم تغطية نواتي الاندماج المستمر بواسطة IFU واحد:

Markarian 848. صورة مصغرة لـ SDSS مع بصمة MaNGA IFU.

سأقوم اليوم بإلقاء نظرة على بعض نتائج تحليلي لبيانات IFU التي لا تعتمد بشكل كبير على النموذج للحصول على نظرة ثاقبة حول سبب اختيار هذا النظام. كالمعتاد أنا & # 8217m أبحث في بيانات RSS المكدسة بدلاً من مكعبات البيانات ، وفي هذا التمرين ، قمت Voronoi بإخفاء الأطياف إلى نسبة SNR منخفضة للغاية تبلغ 6.25. هذا يترك معظم الألياف غير محصورة في محيط النواتين. أولاً ، إليك خريطة تصنيف BPT استنادًا إلى [O III] / Hβ مقابل [N II] / Hα التشخيص بالإضافة إلى مخططات مبعثرة للعديد من تشخيصات BPT. لسوء الحظ ، فإن البرنامج الذي أستخدمه لتصور الخرائط المرئية يوسع الصناديق إلى حافة المستطيل المحيط بدلاً من حافة البيانات ذات الشكل السداسي ، والتي تم تحديدها باللون الأحمر. لاحظ أيضًا أنه يتم استخدام ترميز لوني مختلف لمخططات التبعثر عن الخريطة. الخطوط الكنتورية في الخريطة هي عبارة عن صور متباعدة بشكل عشوائي لصورة نطاق R المركبة والمزودة بمكعب البيانات.

تم تحديد خريطة فئة BPT من [O III] / Hβ مقابل [N II> / Hα مخطط التشخيص وتشخيصات BPT لـ [N II] و [S II] و [O I]. المنحنيات هي خطوط حدودية من Kewley et al. (2006).

ما & # 8217s الواضح على الفور هو أن معظم المنطقة التي يغطيها IFU بما في ذلك كلا النوى تقع في المنطقة المسماة & # 8220composite & # 8221 من الرسم التخطيطي [N II] / Hα BPT. هذا يعيدني إلى شيء اشتكيت منه سابقًا. لم يكن هناك أبدًا تبرير مادي واضح للتسمية المركبة (التي تم اقتراح الاستدعاء لأول مرة في Kauffmann et al. 2003) ، وكان خط الترسيم العلوي بين & # 8220pure & # 8221 AGN والأنظمة المركبة كما هو موضح في الرسم البياني في أعلى اليمين بشكل خاص مشكوك فيه. & # 8217s معروف الآن إذا لم يكن & # 8217t في مطلع القرن (وهو ما أشك في حدوثه) أن عددًا من آليات التأين يمكنها إنتاج نسب خط تقع عمومًا في المناطق المركبة / LINER لتشخيص BPT. الصدمات على وجه الخصوص مهمة في عمليات الاندماج الجارية. لوحظ تدفق عالي السرعة لكل من الغاز المتأين والمحايد في النواة الشمالية بواسطة Rupke و Veillux (2013) ، والتي عزاها إلى الرياح التي تحركها المستعرات الأعظمية.

الدليل على النوى المجرية النشطة في أي من النواة غامض إلى حد ما. فو وآخرون. (2018) أطلق على هذا النظام اسم AGN الثنائي ، ولكن ذلك كان يعتمد على & # 8220composite & # 8221 خط نسب خط BPT من نفس بيانات MaNGA التي نفحصها (خريطتهم ، بالمناسبة ، مطابقة تقريبًا لخريطتي ، انظر أيضًا Yuan et 2018). على النقيض من ذلك فيغا وآخرون. كان عام 2008 قادراً على ملاءمة SED بالكامل من NIR إلى الترددات اللاسلكية بنموذج انفجار نجمي خالص ولا توجد مساهمة نواة مجرية نشطة على الإطلاق ، بينما في الآونة الأخيرة ديتريش وآخرون. قدّر عام 2018 أن جزء AGN سيكون حوالي 0.25 من NIR إلى FIR SED. توصل Vardoulaki et al إلى استنتاج مشابه مفاده أن كلا النوى يحتويان على كل من عنصر انفجار نجمي و AGN. 2015 استنادًا إلى بيانات الراديو و NIR. هناك شيء واحد لم أراه وعلق عليه في بيانات MaNGA والذي ربما يدعم فكرة أن النواة الجنوبية تحتوي على نواة مجرية نشطة وهو أن المناطق التي تحتوي على نسب خط انبعاث ضوئي لا لبس فيها تشبه AGN تقع بشكل متماثل إلى حد ما على جانبي النواة الجنوبية و مفصولة عنه بـ ∼1-2 kpc. قد يشير هذا إلى أن AGN محجوب من وجهة نظرنا ولكنه مرئي من زوايا أخرى.

هناك أيضًا العديد من المناطق ذات نسب خط الانبعاث النجمي إلى الشمال والشرق من النواة الشمالية وتنتشر على طول ذيل المد والجزر الشمالي (الذيل الجنوبي يقع إلى حد كبير خارج بصمة IFU). في المقطع أدناه المأخوذ من مركب لوني زائف لصور F435W + F814W ACS ، يمكن رؤية العديد من مجموعات النجوم الساطعة خارج المنطقة النووية الأكثر غموضًا ، وهذه مصادر محتملة للفوتونات المؤينة.

نوى Markarian 848. انقطاع من صور HST ACS F814W + F435W.

أخيرًا ، انتقل إلى المكون الآخر لمعايير الاختيار ، إليك خريطة (الزائفة) Lick Hδأ فهرس ومؤامرة Hδ المستخدمة على نطاق واسعأ مقابل دن(4000) تشخيص. من الصعب بعض الشيء رؤية نمط واضح في الخريطة لأن هذا مؤشر صاخب إلى حد ما ، لكن امتصاص Balmer القوي يُرى إلى حد كبير في جميع أنحاء ، مع أعلى القيم خارج النواتين وخاصة على طول ذيل المد الشمالي.

الموقع في الطائرة Hδ & # 8211 D4000 لا يقيد تاريخ تكوين النجوم بشكل فريد ، لكن مخطط المحيط المأخوذ من عينة كبيرة من أطياف SDSS من NGP من الواضح أنه ثنائي النسق ، مع معظم المجرات المكونة للنجوم في أعلى اليسار والمجرات المتطورة بشكل سلبي في أسفل اليمين ، ووادي أخضر طويل & # 8220 & # 8221 بينهما. ستدور نماذج بسيطة من مجرات ما بعد الانفجار النجمي إلى أعلى وإلى اليمين في هذا المستوى مع تقدم العمر للانفجار النجمي قبل أن يتلاشى باتجاه الوادي الأخضر. هذا هو بالضبط المكان الذي تكمن فيه معظم النقاط في هذا المخطط ، مما يشير بالتأكيد إلى تاريخ تشكّل نجمي حديث مثير للاهتمام.

(L) خريطة مؤشر HδA. (R) مؤشر HδA مقابل Dn (4000). الكفاف لعينة من أطياف SDSS من القطب الشمالي للمجرة.

سأنتهي بقليل من التكهنات. في عمليات محاكاة الاندماجات الرئيسية الغنية بالغاز ، يكمل السلف عمومًا 2 أو 3 مدارات قبل الاندماج النهائي ، مع بعض التحسين في تكوين النجوم أثناء الممرات المحيطة بالمجريات وربما بعض الانحسار بينهما. يتم تشغيل هذه العملية على مدى مئات Myr إلى بعض Gyr. ما أعتقد أننا نراه الآن هو اللقاء الثاني أو الثالث لهذا الزوج ، حيث تركت المواجهات السابقة بصمة في تاريخ تشكل النجوم.

لقد قمت & # 8217 بعمل نمذجة SFH لهذه البيانات المجمعة ، وأيضًا للبيانات التي تم تجميعها إلى نسبة SNR أعلى وتم تصميمها بنماذج دقة زمنية أعلى. المنشور التالي أنا & # 8217ll إلقاء نظرة على هذه بمزيد من التفصيل.

إعادة النظر في علاقة باريونيك تولي-فيشر & # 8230 & # 8211 الجزء 3

ظل هذا المنشور في وضع مسودة لأكثر من شهر بفضل السفر وفقدان الاهتمام بالموضوع. سأحاول إخراجها من الطريق بسرعة والمضي قدمًا.

في المرة الأخيرة التي لاحظت فيها وجود قيم متطرفة ظاهرة في العلاقة بين الكتلة النجمية وسرعة الدوران وأشرت إلى أن معظمها ناتج عن إخفاقات نموذجية من أنواع مختلفة بدلاً من & # 8220 التباين الكوني. & # 8221 يبدو أن هذا يشير إلى الحاجة بالنسبة لبعض التنقيح للعينة ، يصبح السؤال بعد ذلك كيفية قص العينة بطريقة يمكن إعادة إنتاجها.

تعليق واضح هو ذلك الكل من القيم المتطرفة تقع تحت الاتجاه العام (وربما أقل وضوحًا) لدى معظمها أيضًا شكوك خلفية كبيرة جدًا. يشير هذا إلى معيار اختيار بسيط: قم بإزالة القياسات التي تحتوي على نسبة صغيرة من المتوسط ​​الخلفي إلى الانحراف المعياري الخلفي لسرعة الدوران. باستخدام السرعة الدائرية المقاربة v_c في دالة atan المتوسطة وتعيين العتبة إلى 3 انحرافات معيارية ، تتم محاطة أعضاء العينة التي تم تحديدها للإزالة بدائرة باللون الأحمر أدناه. هذا بالتأكيد فعال في إزالة القيم المتطرفة ولكنه & # 8217s عشوائياً قليلاً & # 8212 يتم تحديد عدد من النقاط التي تتبع الاتجاه عن كثب للإزالة وعلى وجه الخصوص 19 من أصل 52 نقطة مع كتل نجمية أقل من (10 ​​^ <9.5 > M_ odot ). ولكن ، دعونا نلقي & # 8217s نظرة على نتائج هذه العينة المقتطعة.

التوزيع الخلفي للسرعة المقاربة `v_c` مقابل الكتلة النجمية. النقاط المحاطة بدائرة لها متوسط ​​لاحق (v_c) / sd (v_c) & lt 3.

مرة أخرى أنا نموذج مشترك العلاقة بين الكتلة والسرعة الدائرية باستخدام تطبيق ستان الخاص بي لـ Bovy و Hogg و Roweis & # 8217s & # 8220Extreme deconvolution & # 8221 مع تبسيط افتراض أخطاء غاوس في كلا المتغيرين. النتائج موضحة أدناه لكل من إيمانات السرعة الدائرية. أذكر من رسالتي السابقة حول هذا الموضوع ، فإن القطع الناقص الأحمر المنقط عبارة عن فاصل ثقة مشترك 95٪ للعلاقة الجوهرية بينما يمثل اللون الأزرق الخارجي شكل بيضاوي ثقة 95٪ للقياسات المتكررة. مقارنةً بالمرة الأولى التي أجريت فيها هذا التمرين ، فإن القطع الناقص السابق هو & # 8220fatter ، & # 8221 يشير إلى مزيد من التباين الكوني & # 8220c & # 8221 مما استُنتج من النموذج السابق. أعزو هذا إلى نموذج أفضل وأكثر مرونة. لاحظ أيضًا أن منطقة الثقة للقياسات المتكررة أضيق من ذي قبل ، مما يعكس أشرطة خطأ أكثر إحكامًا للخلفيات للنموذج.

التوزيع المشترك للكتلة النجمية والسرعة بواسطة & # 8220Extreme deconvolution. & # 8221 القطع الناقص الداخلي: 95٪ منطقة ثقة مشتركة للعلاقة الجوهرية. القطع الناقص الخارجي: 95٪ قطع ناقص للثقة للبيانات الجديدة. أعلى: سرعة دائرية مقاربة v_c. القاع: سرعة دائرية عند 1.5 r_eff.

الآن هناك شيء مفاجئ: فيما يلي نتائج النموذج للعينة الكاملة مقارنة بالعينة المقتطعة. الأشكال البيضاوية الحمراء والصفراء هي العلاقات الجوهرية المقدرة باستخدام العينات الكاملة والمقصورة ، بينما الأخضر والأزرق للقياسات المتكررة. العلاقات الجوهرية المقدرة متطابقة تقريبًا على الرغم من القيم المتطرفة العديدة. لذلك ، على الرغم من أن هذا النموذج لم & # 8217t تمت صياغته ليكون & # 8220 قويًا & # 8221 حيث يُفهم المصطلح عادةً في الإحصاء من الناحية العملية ، على الأقل فيما يتعلق بالاستنتاجات المهمة في هذا التطبيق.

التوزيع المشترك للكتلة النجمية والسرعة بواسطة & # 8220Extreme deconvolution & # 8221 (عينة كاملة). القطع الناقص الداخلي: 95٪ منطقة ثقة مشتركة للعلاقة الجوهرية. القطع الناقص الخارجي: 95٪ قطع ناقص للثقة للبيانات الجديدة. أعلى: سرعة دائرية مقاربة v_c. القاع: سرعة دائرية عند 1.5 r_eff.

أخيرًا المنحدر ، هذا هو الأس في علاقة Tully-Fisher بالكتلة النجمية (M ^ * sim V_^ gamma ) يقدر بأنه (معكوس) منحدر المحور الرئيسي للقطع الناقص الداخلي في المؤامرات أعلاه. المتوسط ​​الخلفي وفواصل الثقة الهامشية 95٪ لمقياسي السرعة وكلا العينتين هما:

هل يشير هذا إلى بعض التوتر مع القيمة 4 التي حددها McGaugh et al. (2000)؟ ليس بالضرورة. لسبب واحد ، هذا تقدير صحيح للكتلة النجمية وعلاقة السرعة # 8211 ، وليس الباريونية. عمومًا ، تحتوي المجرات ذات الكتلة النجمية المنخفضة على كسور غازية أعلى من المجرات ذات الكتلة النجمية العالية ، لذا فإن الحساب الصحيح لذلك من شأنه أن يغير الميل نحو القيم الأدنى. أيضًا ، وكما يتضح هنا ، فإن اختيار السرعة الإيمانية وطريقة التحليل مهمان. تمت مناقشة هذا مؤخرًا بشيء من التفصيل بواسطة Lelli et al. (2019) 1 تشترك هاتان الورقتان في مؤلفين. .


تطور علاقة Tully-Fisher البصرية حتى z = 1.3

  • APA
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • هارفارد
  • اساسي
  • RIS
  • فانكوفر

n> eda و Garc < 'i> a ، rez> و Lara-L < 'o> pez ، و M. Povi < 'c> and M. S <' a> nchez-Portal "،

تطور علاقة Tully-Fisher البصرية حتى z = 1.3. / Lorenzo، M. Fernández Cepa، J. Bongiovanni، A. Castañeda، H. García، A. M.Pérez Lara-López، M.A Pović، M. Sánchez-Portal، M.

مخرجات البحث: المساهمة في المجلة ›المقال› مراجعة الأقران

T1 - تطور علاقة Tully-Fisher البصرية حتى z = 1.3

N2 - السياق. كانت دراسة تطور علاقة Tully-Fisher مثيرة للجدل في السنوات الماضية. تكمن الصعوبة الرئيسية في تحديد المعلمات المطلوبة لمجرات الانزياح الأحمر المتوسطة والعالية ، بالنظر إلى التصحيحات الكونية والتحيزات ذات الصلة. أهداف. يهدف هذا العمل إلى تحديد المشاكل الرئيسية لدراسة علاقة Tully-Fisher عند الانزياح الأحمر العالي باستخدام خطوط الانبعاث الضوئي ، من أجل استخلاص استنتاجات حول التطور المحتمل لهذه العلاقة في النطاقات B و R و I. أساليب. بهذا الهدف ، تتم مقارنة سرعات الدوران التي تم الحصول عليها من عروض الخطوط البصرية المختلفة باستخدام أطياف DEEP2. تسمح هذه الطريقة بالوصول إلى انزياح أحمر أعلى مقابل منحنى الدوران واحد ، بسبب قيود الدقة المكانية. تم تحديد مورفولوجيا عبر صور HST ، باستخدام ومقارنة منهجيات مختلفة. ثم يتم تصحيح المقادير الآلية من أجل K والانقراض والمقادير المطلقة المشتقة من نموذج التوافق الكوني. أخيرًا ، تم اشتقاق علاقات Tully-Fisher البصرية في النطاقات B و R و I عند انزياحات حمراء مختلفة حتى z = 1.3. نتائج. على الرغم من أن معظم الدراسات (التي تضمنت هذه الدراسة) تجد دليلًا على التطور ، إلا أن النتائج ليست قاطعة بما فيه الكفاية ، نظرًا لأن تطور اللمعان المحتمل يقع ضمن تشتت العلاقة ، ومن الصعب تحديد التطور في المنحدر لأنه عند الانزياح الأحمر العالي فقط المجرات الأكثر سطوعًا ويمكن قياس. ومع ذلك ، تُظهر دراستنا اتجاهًا واضحًا ، وهو نفس الاتجاه لجميع النطاقات التي تمت دراستها ، لصالح تطور اللمعان حيث كانت المجرات أكثر إشراقًا في الماضي بنفس سرعة الدوران. تشير هذه النتيجة أيضًا إلى أن لون علاقة Tully-Fisher لا يتغير مع الانزياح الأحمر ، مما يدعم نموذج الانهيار مقابل نموذج التراكم لتشكيل مجرة ​​القرص. © ESO 2009.

AB - السياق. كانت دراسة تطور علاقة Tully-Fisher مثيرة للجدل في السنوات الماضية. تكمن الصعوبة الرئيسية في تحديد المعلمات المطلوبة لمجرات الانزياح الأحمر المتوسطة والعالية ، بالنظر إلى التصحيحات الكونية والتحيزات ذات الصلة. أهداف. يهدف هذا العمل إلى تحديد المشاكل الرئيسية لدراسة علاقة Tully-Fisher عند الانزياح الأحمر العالي باستخدام خطوط الانبعاث الضوئي ، من أجل استخلاص استنتاجات حول التطور المحتمل لهذه العلاقة في النطاقات B و R و I. أساليب. بهذا الهدف ، تتم مقارنة سرعات الدوران التي تم الحصول عليها من عروض الخطوط البصرية المختلفة باستخدام أطياف DEEP2. تسمح هذه الطريقة بالوصول إلى انزياح أحمر أعلى مقابل منحنى الدوران واحد ، بسبب قيود الدقة المكانية. تم تحديد مورفولوجيا عبر صور HST ، باستخدام ومقارنة منهجيات مختلفة. ثم يتم تصحيح المقادير الآلية من أجل K والانقراض والمقادير المطلقة المشتقة من نموذج التوافق الكوني.أخيرًا ، تم اشتقاق علاقات Tully-Fisher البصرية في النطاقات B و R و I عند انزياحات حمراء مختلفة حتى z = 1.3. نتائج. على الرغم من أن معظم الدراسات (التي تضمنت هذه الدراسة) تجد دليلًا على التطور ، إلا أن النتائج ليست قاطعة بما فيه الكفاية ، نظرًا لأن تطور اللمعان المحتمل يقع ضمن تشتت العلاقة ، ومن الصعب تحديد التطور في المنحدر لأنه عند الانزياح الأحمر العالي فقط المجرات الأكثر سطوعًا ويمكن قياس. ومع ذلك ، تُظهر دراستنا اتجاهًا واضحًا ، وهو نفس الاتجاه لجميع النطاقات التي تمت دراستها ، لصالح تطور اللمعان حيث كانت المجرات أكثر إشراقًا في الماضي بنفس سرعة الدوران. تشير هذه النتيجة أيضًا إلى أن لون علاقة Tully-Fisher لا يتغير مع الانزياح الأحمر ، مما يدعم نموذج الانهيار مقابل نموذج التراكم لتشكيل مجرة ​​القرص. © ESO 2009.


الديناميكيات النيوتونية المعدلة: تزوير للمادة المظلمة الباردة

البديل الوحيد القابل للتطبيق للمادة المظلمة هو البديل الذي تنهار فيه الديناميات النيوتونية & # 13 أو الجاذبية في حدود التسارع المنخفض ، كما هو الحال في الديناميكيات النيوتونية المعدلة (MONDs). نجحت هذه الفرضية ، التي اقترحها ميلغروم ، في شرح الخصائص المنهجية للمجرات الحلزونية والإهليلجية والتنبؤ بالتفصيل بمنحنيات الدوران المرصودة للمجرات الحلزونية مع معلمة إضافية واحدة فقط - وهو تسارع حرج يكون بترتيب القيمة المثيرة للاهتمام من الناحية الكونية لـ

. يمكن اعتبار MOND كخوارزمية لحساب توزيع القوة في جسم فلكي من التوزيع المرصود للمادة الباريونية. حقيقة أنه يعمل بشكل جيد على مقياس المجرات يمثل مشكلة بالنسبة للمادة المظلمة الباردة و # 13 (CDM). أقدم هنا دليلًا لصالح هذا التأكيد وادعي أن هذا ، في الواقع ، تزوير لآلية التنمية النظيفة على مقياس المجرات.

1 المقدمة

من الواضح أن عددًا كبيرًا من الفيزيائيين على استعداد لتكريس حياتهم المهنية للكشف المباشر عن جسيمات المادة المظلمة. يعكس هذا الاستثمار المكثف للوقت والطاقة والمال الأهمية المتصورة لهذه المشكلة وصلتها بالفيزياء الأساسية. ما هي هوية وطبيعة 80٪ من المحتوى الكتلي للكون وماذا يخبرنا هذا عن الفيزياء خارج النموذج القياسي؟ ومع ذلك ، على الرغم من الجهود الهائلة والإبداعية ، لا يوجد دليل مقنع على اكتشاف جسيمات المادة المظلمة (بغض النظر عن نتيجة DAMA المثيرة للجدل). في الوقت الحاضر ، لا يتم إثبات المادة المظلمة إلا من خلال تأثير الجاذبية العالمية المفترض في الأنظمة الفلكية الكبيرة طالما كان هذا صحيحًا ، فإن وجودها المفترض ليس مستقلاً عن الشكل المفترض لقانون الجاذبية أو القصور الذاتي على المقاييس الفلكية. في ضوء ذلك ، فإن النظر في البدائل (على سبيل المثال ، نظرية الجاذبية الموسعة إلى ما بعد النسبية العامة) لن يكون غير معقول.

البديل الوحيد القابل للتطبيق من الناحية الملاحظة هو الديناميكيات النيوتونية المعدلة (MONDs) ، وهو تعديل مخصص لقانون الجاذبية أو القصور الذاتي لنيوتن اقترحه ميلجروم [1] منذ أكثر من 25 عامًا. تنحدر الأسس الظاهراتية لـ MOND إلى حقيقتين رصديتين حول المجرات الحلزونية. (1) منحنيات الدوران للمجرات الحلزونية مسطحة بشكل مقارب ، و (2) هناك علاقة محددة جيدًا بين سرعة الدوران في المجرات الحلزونية واللمعان - قانون Tully-Fisher (TF) [2]. يشير هذا الأخير إلى علاقة سرعة الكتلة بالشكل

أين يقع في حي 4.

ظاهرة منحنيات الدوران المسطحة معروفة جيدًا ، ويظهر مثال في الشكل 1. يمتد منحنى الدوران ، المقاس بخط 21 سم للهيدروجين المحايد ، إلى ما بعد القرص المرئي للمجرة ولا يظهر أي مؤشر على الانخفاض ، بالتأكيد ليس تراجع كبلر.


منحنى خط الدوران البالغ 21 سم للمجرة الحلزونية NGC 2403 (نقاط بها أشرطة خطأ). يوضح المنحنى المتقطع منحنى الدوران النيوتوني للقرص المرئي ، بافتراض أن نسبة الكتلة إلى الضوء ثابتة تبلغ 0.9 في الوحدات الشمسية. المنحنى المنقط هو منحنى دوران نيوتن بسبب المكون الغازي (الهيدروجين بالإضافة إلى الهيليوم البدائي). المنحنى الصلب هو منحنى دوران MOND. يجب على المرء أن يضع في اعتباره أن مثل هذه المنحنيات النظرية تمتلك أيضًا أشرطة خطأ ، أو نطاق من الثقة ، بسبب عدم اليقين المرصود في توزيع الكتلة الباريونية.

يمكن للمرء أن يتصور العديد من التعديلات التي يمكن أن تسفر عن منحنيات دوران مسطحة. لكن ميلغروم أدرك أن التعديل الوحيد الذي أدى إلى قانون تولي-فيشر ذي المنحدر اللوغاريتمي لأربعة هو التعديل الذي يظهر فيه الانحراف عن قانون نيوتن ليس على مسافة كبيرة ولكن عند تسارع منخفض. كان اقتراحه ، الذي يُنظر إليه على أنه تعديل للجاذبية ، هو تسارع الجاذبية الفعلي

يرتبط بعجلة الجاذبية النيوتونية

& # 13 أين هي معلمة فيزيائية جديدة بوحدات تسريع و

هي وظيفة غير محددة ولكن يجب أن يكون لها شكل مقارب عندما

والنتيجة المباشرة لذلك ، في حدود التسارع المنخفض ،

. للكتلة النقطية ، إذا وضعنا g يساوي عجلة الجذب المركزي

& # 13 في نظام التسارع المنخفض. لذا فإن جميع منحنيات الدوران مسطحة بشكل مقارب وهناك علاقة بين اللمعان والكتلة للشكل. هذه هي الجوانب التي تم تضمينها في MOND لذلك لا يمكن أن تسمى تنبؤات صحيحة. ومع ذلك ، في سياق MOND ، يكون جانب منحنى الدوران المسطح المقارب مطلقًا. يترك MOND مساحة صغيرة للمناورة ، الفكرة من حيث المبدأ قابلة للدحض ، أو على الأقل أكثر هشاشة من فرضية المادة المظلمة. أمثلة لا لبس فيها لمنحنيات الدوران (للمجرات المنعزلة) والتي تتراجع بطريقة كبلر على مسافة كبيرة من الجسم المرئي من شأنها أن تدحض الفكرة.

بالإضافة إلى ذلك ، تشكل علاقة سرعة الدوران الشامل هذه (2) أساس علاقة Tully-Fisher المرصودة ، ارتباط اللمعان وسرعة الدوران للنموذج

. بقدر ما تكون نسبة الكتلة إلى الضوء في اللوالب ثابتة تقريبًا ، يجب أن تكون علاقة TF هي نفسها لفئات مختلفة من المجرات ويجب أن يكون المنحدر اللوغاريتمي أربعة. علاوة على ذلك ، فإن العلاقة هي في الأساس علاقة بين الكتلة الباريونية الكلية للمجرة وسرعة الدوران المسطحة المقاربة - ليست سرعة الدوران القصوى ولكن السرعة على مسافة كبيرة. هذا هو التنبؤ الفوري والأكثر وضوحًا [3 ، 4].

تظهر علاقة TF بالقرب من الأشعة تحت الحمراء لعينة Ursa الرئيسية للمجرات الحلزونية [5] كمؤامرة لوغاريتمية لوغاريتمية في الشكل 2 ، حيث تكون السرعة هي تلك الخاصة بالجزء المسطح من منحنى الدوران. المبعثر حول خط المنحدر الأقل تربيعًا

يتوافق مع أوجه عدم اليقين الملاحظة (أي عدم وجود تشتت جوهري). بالنظر إلى متوسط ​​نسبة الكتلة إلى الضوء في الأشعة تحت الحمراء القريبة من واحد تقريبًا ، فإن علاقة TF المرصودة (2) تخبرنا أنه يجب أن يكون في حدود

سم / ثانية 2. لاحظ ميلغروم ذلك على الفور

إلى داخل عامل 5 أو 6. تشير هذه المصادفة الكونية إلى أن MOND ، إذا كان صحيحًا ، قد يعكس تأثير علم الكونيات على ديناميكيات الجسيمات المحلية.


علاقة Tully-Fisher بالأشعة تحت الحمراء القريبة من الحلزونات Ursa Major [5]. سرعة الدوران هي القيمة الثابتة المقاربة. الخط هو أصغر مربع ملائم للبيانات وله ميل

2. التنبؤات العامة

هناك العديد من النتائج المباشرة الأخرى للديناميكيات المعدلة والتي تمت معاينتها بواسطة Milgrom في أوراقه الأصلية.

يمكن إعادة كتابة التسارع الحرج على هيئة كثافة سطحية

& # 13 إذا كان النظام ، مثل المجرة الحلزونية ، يحتوي على كثافة سطحية للمادة أكبر من ، فهذا يعني أن التسارع الداخلي أكبر من ذلك ، لذا فإن النظام في النظام النيوتوني. في الأنظمة ذات

(سطوع السطح العالي أو مجرات HSB) يجب أن يكون هناك اختلاف بسيط بين الكتل الديناميكية النيوتونية المرئية والكلاسيكية داخل القرص البصري. ولكن في المجرات ذات سطوع السطح المنخفض (LSB) يوجد تسارع داخلي منخفض ، وبالتالي فإن التناقض بين الكتل المرئية والديناميكية سيكون كبيرًا. من خلال هذه الحجة ، توقع ميلغروم ، قبل الاكتشاف الفعلي لعدد كبير من مجرات LSB ، أنه يجب أن يكون هناك تناقض خطير بين الكتل المرصودة والديناميكية داخل القرص المضيء لمثل هذه الأنظمة - يجب أن تكون موجودة. إنها موجودة بالفعل ، وقد تم التحقق من هذا التوقع [3].

تميل الأنظمة النيوتونية المدعومة دورانيًا إلى أن تكون غير مستقرة بالنسبة للأنماط العالمية غير المتماثلة التي تؤدي إلى تكوين قضبان وتسخين سريع للنظام [6]. في سياق MOND ، ستكون هذه الأنظمة هي تلك التي بها

، لذلك قد يشير هذا إلى أنه يجب أن يظهر كحد أعلى لكثافة السطح للأنظمة المدعومة بالتناوب. تبلغ كثافة السطح الحرجة 0.2 جم / سم 2 أو 860

/ الكمبيوتر 2. ستكون القيمة الأكثر ملاءمة لمتوسط ​​كثافة السطح داخل نصف قطر فعال

، هذا يتوافق مع سطوع سطح يبلغ حوالي 22 ماج / قوس ثانية 2. يوجد مثل هذا الحد الأعلى المرصود لمتوسط ​​سطوع سطح المجرات الحلزونية وهذا ما يعرف بقانون فريمان [7 ، 8]. يصبح وجود مثل هذا الحد مفهومة في سياق MOND.

المجرات الحلزونية ذات الكثافة السطحية المتوسطة بالقرب من هذا الحد - مجرات HSB - ستكون ضمن القرص الضوئي في النظام النيوتوني. لذلك يتوقع المرء أن ينخفض ​​منحنى الدوران إلى ما بعد القرص المرئي بطريقة قريبة من كبلر إلى قيمة الثابت المقارب. في مجرات LSB ، مع متوسط ​​كثافة السطح أدناه ، فإن التنبؤ هو أن منحنيات الدوران سترتفع إلى القيمة النهائية المسطحة المقاربة. لذلك يجب أن يكون هناك اختلاف عام في أشكال منحنى الدوران بين مجرات LSB و HSB. في الشكل 3 ، أعرض منحنيات الدوران الملحوظة (النقاط) لمجرتين ، LSB [9] و HSB [10] ، حيث نرى هذا الاتجاه بالضبط. تمت الإشارة إلى هذا التأثير العام في منحنيات الدوران المرصودة لأول مرة بواسطة Casertano و van Gorkom [11].


(أ)
(ب)
(أ)
(ب) توضح النقاط منحنيات دوران الخط الملحوظة البالغة 21 سم لمجرة ذات سطوع منخفض ، NGC 1560 [9] ومجرة ذات سطوع عالي للسطح ، NGC 2903 [10]. الخطوط المنقطة والمتقطعة هي منحنيات الدوران النيوتونية للمكونات المرئية والغازية للقرص والخط الصلب هو منحنى دوران MOND مع

مع الديناميكيات النيوتونية ، فإن الأنظمة المدعومة بالضغط والتي تكون شبه متساوية الحرارة لها مدى لانهائي. ولكن في سياق MOND ، من السهل إثبات أن مثل هذه الأنظمة متساوي الحرارة محدودة مع انخفاض الكثافة في أنصاف الأقطار الكبيرة تقريبًا مثل [13]. تقرأ معادلة التوازن الهيدروستاتيكي لنظام متساوي الخواص

& # 13 حيث في حد التسارع المنخفض

. هنا تشتت السرعة الشعاعية وهي كثافة الكتلة. ثم يلي ذلك على الفور أنه في حد MOND هذا ،

& # 13 وهكذا توجد علاقة تشتت سرعة الكتلة للشكل

هذا مشابه لعلاقة فابر-جاكسون الملحوظة (علاقة اللمعان والسرعة التشتت) للمجرات الإهليلجية [14]. هذا يعني أن الكرة شبه متساوي الحرارة مع تشتت السرعة بترتيب 100 كم / ثانية سيكون لها دائمًا كتلة مجرية. وهذا يعني أيضًا أن جسمًا شبه متساوي الحرارة مع تشتت سرعته 1000 كم / ثانية سيكون له كتلة مجموعة من المجرات ، والجسم الذي تشتت سرعته 5 كم / ثانية سيكون له كتلة كتلة نجمية كروية. بعبارة أخرى ، يجب تطبيق نفس قانون فابر جاكسون على جميع الأجسام شبه المتساوية الحرارة المدعومة بالضغط. بالنسبة للأنظمة النيوتونية ، يجب تفسير وجود مثل هذه العلاقة من خلال احتمالية تكوين الهيكل بدلاً من الديناميكيات الموجودة. نظرًا لظهور ثابت الأبعاد الإضافي ، في معادلة الهيكل (5) ، تكون أنظمة MOND أكثر تقييدًا من نظيراتها النيوتونية.

ولكن فيما يتعلق بالأنظمة الفعلية المدعومة بالضغط ، يمكن إصدار بيان أقوى. أي نظام معزول شبه متساوي الحرارة سيكون كائن MOND. وذلك لأن نظام نيوتن متساوي الحرارة (مع تسارعات داخلية كبيرة) هو كائن ذو حجم لانهائي وسيمتد دائمًا إلى منطقة التسارع المنخفض (

) ، يتدخل MOND وسيتم اقتطاع النظام. هذا يعني أنه من المتوقع أن يكون التسارع الداخلي لأي نظام متساوي الحرارة معزول () في حدود أو أقل وأن متوسط ​​كثافة السطح في الداخل سيكون عادةً أو أقل (هناك حلول منخفضة الكثافة لمجالات متساوية الحرارة MOND ، مع التسارع الداخلي أقل من).

يوضح الشكل 4 الملاحظات [15]. هذا هو مؤامرة لوغاريتمية لتشتت السرعة مقابل الحجم للأنظمة التي تغطي العديد من أوامر الحجم من الأنظمة تحت المجرية إلى الأنظمة فائقة المجرات (يتم ملاحظة هوية الأنظمة في التسمية التوضيحية). الخط المستقيم ليس مناسبًا بل هو موضعه. نرى أن التسارع الداخلي لهذه الأنظمة يكمن في عامل قليل من. ليس من الواضح كيف ستفسر المادة المظلمة هذا ، لكن مثل هذه الحقيقة تبدو بالتأكيد تحديًا لا ينبغي تجاهله.


مؤامرة لوغاريتمية لتشتت السرعة في الأنظمة النجمية الساخنة مقابل الحجم المميز لفئات مختلفة من الكائنات. النقاط النجمية عبارة عن مجموعات كروية ، والنقاط المستديرة الصلبة عبارة عن غيوم جزيئية ضخمة في المجرة ، والصلبان عبارة عن مجرات بيضاوية مضيئة ، والمثلثات عبارة عن مجرات كروية قزمية ، والشرطات عبارة عن مجرات بيضاوية قزمة مضغوطة ، والمربعات عبارة عن مجموعات من الأشعة السينية المنبعثة من المجرات. الخط الصلب يتوافق مع

3. تحليل منحنى الدوران

إن أكثر النجاحات الظاهرية للإعجاب لـ MOND هو التنبؤ بشكل منحنيات دوران المجرات من التوزيع المرصود للمادة القابلة للكشف - النجوم والغاز [3 ، 5 ، 12]. تم وصف الإجراء المتبع بالتفصيل بواسطة Sanders و McGaugh [15]. في الأساس ، يفترض المرء أن الضوء يتتبع الكتلة ، أي نسبة الكتلة إلى الضوء (م/إل) في أي مجرة ​​فردية ثابت. بعد ذلك ، بعد تحويل توزيع سطوع السطح (يفضل في الأشعة تحت الحمراء القريبة) إلى توزيع كثافة السطح بما في ذلك مساهمة الغاز التي يتم ملاحظتها مباشرة ، يتم حساب قوة الجاذبية النيوتونية ، عبر معادلة بواسون الكلاسيكية. يُفترض هنا عادةً أن الأقراص النجمية والغازية رقيقة جدًا. يتم حساب قوة الجاذبية "الحقيقية" من صيغة MOND مع الثابت ، ويتم ضبط كتلة القرص النجمي حتى يتم تحقيق أفضل تطابق لمنحنى الدوران المرصود. هذا يعطي م/إل من القرص كمعامل واحد مجاني للملاءمة (ما لم يكن هناك انتفاخ).

بالمقارنة مع منحنى الدوران الملحوظ ، يفترض المرء أن حركة الغاز هي دوران متحد المستوى حول مركز مجرة ​​معينة. هذا بالتأكيد ليس هو الحال دائمًا نظرًا لوجود تشوهات معروفة في مجال السرعة في المجرات الحلزونية بسبب القضبان وتواء طبقة الغاز. في مجال سرعة ثنائي الأبعاد بالكامل ، يمكن غالبًا نمذجة هذه التشوهات ، لكن منحنيات الدوران المثلى هي تلك التي لا يوجد فيها دليل على وجود انحرافات كبيرة عن الحركة الدائرية المتحدية. ولكن يجب أن نتذكر أن النظرية المثالية لن تناسب جميع منحنيات الدوران بسبب هذه المشاكل المحتملة (نفس الشيء ينطبق على هالة المادة المظلمة المحددة). النقطة المهمة هي أنه مع MOND ، عادة ، هناك معلمة واحدة مجانية لكل مجرة ​​وهي الكتلة أو م / ل للقرص النجمي بهالات مظلمة هناك عادةً ثلاث معلمات مجانية: م / ل من القرص ، مقياس الطول ، وتشتت السرعة (أو الكتلة الكلية) للهالة.

يوضح الشكل 3 مثالين على MOND يناسب منحنيات الدوران. المنحنيات المنقطة والمتقطعة هي منحنيات الدوران النيوتونية للأقراص النجمية والغازية ، على التوالي ، والمنحنى الصلب هو منحنى دوران MOND مع cm / s 2. نرى أن MOND لا يتنبأ فقط بالاتجاه العام لمجرات LSB و HSB ، ولكنه يتنبأ أيضًا بمنحنيات الدوران الملحوظة بالتفصيل من التوزيع المرصود للمادة. تم تنفيذ هذا الإجراء لحوالي 100 منحنى دوران (انظر [15] للحصول على تجميع أكثر اكتمالاً لمنحنيات دوران MOND). في حوالي 10 حالات فقط ، يختلف منحنى الدوران المتوقع اختلافًا كبيرًا عن المنحنى المرصود ، وعادة ما تكون هناك مشكلة واضحة في المنحنى الملحوظ أو استخدامه كمتتبع لتوزيع القوة الشعاعية لهذه الكائنات. علاوة على ذلك ، هناك انطباع عام بأنه كلما تحسنت بيانات المراقبة ، يتحسن الاتفاق بين MOND ومنحنيات الدوران الملحوظة (انظر ، على سبيل المثال ، منحنى الدوران ذو الدقة الأعلى لـ NGC 2903 من مسح THINGS [16]).

لقد لاحظت أن المعلمة المجانية الوحيدة في هذه النوبات هي نسبة الكتلة إلى الضوء للقرص المرئي ، لذلك قد يسأل المرء ما إذا كانت القيم المستنتجة معقولة. من المفيد هنا إعادة النظر في عينة UMa [5] لأن جميع المجرات على نفس المسافة وهناك قياس ضوئي لسطح النطاق K’ (بالقرب من الأشعة تحت الحمراء) للعينة بأكملها. تحتوي العينة أيضًا على مجرات HSB و LSB. يوضح الشكل 5 ملف م / ل في النطاق B المطلوب بواسطة MOND يناسب اللون B-V (أ) ونفس الشيء بالنسبة لـ K’-band (b). نرى ذلك في K’-band مع تشتت 30٪. بعبارة أخرى ، إذا كان على المرء أن يفترض K’-band م/إل في البداية ، سيتم التنبؤ بدقة بمعظم منحنيات الدوران من الضوء المرصود وتوزيع الغاز بدون معلمات مجانية. في النطاق B ، من ناحية أخرى ، MOND م/إل يبدو أنها دالة للون بمعنى أن الأجسام الحمراء لها حجم أكبر م/إل القيم. هذا هو بالضبط ما هو متوقع من نماذج التوليف السكاني كما هو موضح بالخطوط الصلبة في كلا اللوحين [17]. هذا مذهل لأنه لا يوجد شيء مدمج في MOND والذي يتطلب أن يكون للمجرات الأكثر احمرارًا ارتفاعًا يتبع ذلك ببساطة من تناسب منحنى الدوران.


(أ)
(ب)
(أ)
(ب) تم استنتاج نسب الكتلة إلى الضوء لوالب UMa في النطاق B (a) و K’-band (b) المرسومة مقابل ألوان BV [5]. تظهر الخطوط الصلبة تنبؤات من نماذج توليف السكان [16].

لقد عرضت بالفعل ثلاثة أمثلة لمنحنيات الدوران الملحوظة مقارنة بالمنحنى المحسوب باستخدام صيغة MOND باستخدام التوزيع المرصود للباريونات القابلة للكشف (الشكلان 1 و 3). أعرض واحدًا آخر في الشكل 6 لأنه يوضح جيدًا نقطة أود التأكيد عليها. UGC 7524 هي مجرة ​​قزمة ذات سطوع منخفض [18]. في الشكل 6 (أ) ، أعرض لوغاريتم كثافة السطح في النجوم والغاز كدالة لنصف القطر (يتم تحديد كثافة السطح النجمي من توزيع سطوع السطح بقيمة MOND). في الشكل 6 (ب) ، أعرض مرة أخرى منحنى الدوران الملحوظ (النقاط) ، ومنحنيات الدوران النيوتونية للنجوم والغاز ، ومنحنى دوران MOND.نرى أنه بالنسبة لكل من النجوم والغاز ، هناك تحسن في كثافة السطح بين 1.5 و 2.0 كيلوباسكال ، وبالطبع هناك ميزة مقابلة في منحنيات الدوران النيوتونية. لكننا نرى أن هناك أيضًا ميزة في هذا الموضع في منحنى الدوران الكلي ، على الرغم من وجود تباين كبير بين الكتلة النيوتونية والكتلة القابلة للاكتشاف. يعكس منحنى الدوران الكلي تمامًا التفاصيل في التوزيع الشامل المرصود على الرغم من أن الكائن "تهيمن عليه المادة المظلمة" في المناطق الداخلية.


(أ)
(ب)
(أ)
(ب) (أ) توزيع كثافة سطح الكتلة في النجوم والغاز (المنحنيات المنقطة والمتقطعة) كدالة لنصف القطر لقزم سطوع السطح المنخفض ، UGC 7524. (ب) منحنيات دوران نيوتن و MOND المقابلة (منقط ، متقطع ، صلب ). النقاط هي المنحنى الملاحظ [18].

هذه نقطة تجريبية أكدها السنسيسي مرارًا وتكرارًا [19]: لكل ميزة في توزيع سطوع السطح (أو توزيع كثافة سطح الغاز) هناك ميزة مقابلة في منحنى الدوران الملحوظ (والعكس صحيح). أود أن أضيف أنه مع المادة المظلمة يبدو هذا غير طبيعي إلى حد ما. كيف يمكن لتوزيع المادة المظلمة أن يتطابق تمامًا مع توزيع المادة الباريونية؟ ولكن مع MOND ، من المتوقع. ما تراه هو كل ما هو موجود!

لقد قيل أن مثل هذه الميزات في منحنيات الدوران يمكن أن تكون بسبب حركات التدفق في الغاز المرتبط بالأذرع الحلزونية أو غيرها من الانحرافات عن التناظر الدائري. ربما يكون الأمر كذلك ، ولكن بعد ذلك سيكون من الواضح أن هذا سيكون مشروعًا للنمذجة التفصيلية. هل يمكن للتشوهات غير المتماثلة غير المحورية أن تخلق بالتفصيل التقلبات المرصودة في منحنيات الدوران في وجود هالة سائدة؟ يجب أن يُنظر إلى هذا على أنه تحدٍ إضافي لنموذج المادة المظلمة.

بشكل عام ، فإن نجاح MOND في حساب منحنيات دوران المجرة بمعامل واحد مجاني فقط ، وهو م / ل من القرص المرئي الذي عادة ما يكون له قيم معقولة جدًا ، أمر مذهل. سواء كانت الفرضية الأساسية لـ MOND ، تلك الديناميكيات تصبح غير نيوتونية عند تسارع منخفض ، صحيحة أم لا ، فإن نجاح هذه الخوارزمية البسيطة يعني أن الشكل التفصيلي لمنحنيات دوران المجرة يتحدد بالكامل من خلال توزيع المادة المرئية. إذا كان التناقض الكتلي ناتجًا عن مادة مظلمة ، فإن هذه الظواهر تتطلب تفسيرًا لا يمكن كنسها تحت السجادة بسبب "الفيزياء الفلكية الفوضوية" أو بسبب ادعاءات غير مبررة بأن هالات آلية التنمية النظيفة تمتلك مقياس تسارع [20 ، 21]. هذا يتجاوز مسألة ما إذا كانت الهالات المظلمة بها شرفات أم لا. النقطة هي أن منحنيات الدوران تشير إلى وجود حدبة إذا كان هناك حد في توزيع الضوء إذا كانت منحنيات الدوران تعني عدم وجود حد ، فلا يوجد حد في توزيع الضوء.

4. عناقيد المجرات: هل هي مشكلة ظاهرية لـ MOND؟

كان معروفًا منذ أكثر من 70 عامًا [22] أن مجموعات المجرات تظهر تناقضًا كبيرًا بين الكتلة الديناميكية النيوتونية والكتلة التي يمكن ملاحظتها ، على الرغم من أن الاكتشاف اللاحق للغاز الباعث للأشعة السينية الساخنة يقطع شوطًا ما في التخفيف من التناقض الأصلي. بالنسبة لمجال متساوي الحرارة للغاز الساخن عند درجة حرارة T ، فإن الكتلة الديناميكية النيوتونية داخل نصف القطر ، المحسوبة من معادلة التوازن الهيدروستاتيكي ، هي

& # 13 أين هو متوسط ​​الكتلة الذرية ويتم تقييم التدرج اللوغاريتمي للكثافة عند. تبين أن هذه الكتلة الديناميكية عادةً ما تكون حوالي خمسة أو ستة أكبر من الكتلة المرصودة في الغاز الساخن وفي المحتوى النجمي للمجرات (انظر [23 ، الشكل ، إلى اليسار]).

مع MOND ، تُعطى الكتلة الديناميكية (5) بواسطة

& # 13 وباستخدام نفس القيمة المحددة من منحنيات دوران المجرة القريبة ، يتبين أنه ، في المتوسط ​​، عامل أكبر بمقدار مرتين أو ثلاثة من الكتلة المرصودة (الشكل 7 (ب)). تم تقليل التناقض ولكنه لا يزال موجودًا. يمكن تفسير هذا على أنه فشل [24] ، أو يمكن للمرء أن يقول أن MOND يتنبأ بأن الميزانية الجماعية للعناقيد لم تكتمل بعد وأن هناك كتلة أكبر يمكن اكتشافها [23]. يمكن أن تكون الكتلة المفقودة ، على سبيل المثال ، في نيوترينوات كتلتها 1.5 إلى 2 فولت [25] ، أو في "بوزونات طرية" ذات طول موجي كبير [26] ، أو ببساطة في مادة باريونية غير مكتشفة حتى الآن. كان من المؤكد أن يكون تزويرًا لـ MOND لو تبين أن الكتلة المتوقعة تكون نموذجية أقل من الكتلة المرصودة في الغاز والنجوم الساخنة.


(أ)
(ب)
(أ)
(ب)

) مقابل الكتلة الكلية التي يمكن ملاحظتها في 93 مجموعة من المجرات التي تصدر الأشعة السينية. الخط الصلب يتوافق مع

(لا تناقض). (ب) الكتلة الديناميكية MOND في الداخل

5. علم الكونيات ونمو الهياكل

لا يسمح MOND فقط بالتنبؤ بدقة بشكل منحنيات الدوران من خلال توزيع المادة التي يمكن ملاحظتها ، ولكنه يشرح أيضًا بعض الجوانب المنهجية للقياس الضوئي وحركية المجرات والعناقيد. وجود كثافة سطحية مفضلة في المجرات الحلزونية والإهليلجية - ما يسمى بقوانين فريمان والأسماك حقيقة أن الأنظمة متساوية الحرارة المدعومة بالضغط والتي تتراوح من السحب الجزيئية إلى مجموعات المجرات تتميز بتسارع داخلي محدد () علاقة TF مع تشتت صغير - على وجه التحديد ارتباط بين الكتلة الباريونية وسرعة الدوران المسطحة المقاربة للشكل علاقة فابر-جاكسون للأشكال الإهليلجية ، ومع النمذجة الأكثر تفصيلاً ، المستوى الأساسي [27] ليس فقط حجم التناقض في عناقيد المجرات ولكن أيضًا في حقيقة أن علاقة تشتت الكتلة والسرعة التي تنطبق على المجرات الإهليلجية (7) تمتد إلى العناقيد (العلاقة بين الكتلة ودرجة الحرارة). وهو ينجز كل هذا بمعامل واحد جديد بوحدات تسارع - معلمة محددة من منحنيات دوران المجرة التي تقع ضمن نطاق القيمة الكونية ذات الأهمية. هذا هو السبب في أن العديد منا يعتقد أنه ، على المستوى المعرفي ، فإن MOND أكثر نجاحًا من المادة المظلمة ، وفي الواقع ، تشكل تزييفًا للمادة المظلمة على مقياس المجرات.

ولكن ، بالطبع ، يجب أن تنسجم MOND مع الصورة الأكبر. ما هي النتائج واسعة النطاق للديناميكيات المعدلة - على وجه التحديد ما هي الآثار المترتبة على عدسات الجاذبية وعلم الكونيات؟ هل يوفر MOND آلية لتشكيل البنية في كون منخفض الكثافة؟ هذه أسئلة تتطلب نظرية أكثر أساسية تقوم عليها MOND ، وكان هناك تقدم كبير في هذا الصدد أيضًا.

أود أولاً أن أؤكد أن MOND لا يتعارض بالضرورة مع المبادئ الفيزيائية العزيزة. بعد وقت قصير من أوراق Milgrom الأصلية ، أشار فلتن [28] إلى أن الحفاظ على الزخم الخطي والزاوي لنظام N-body تنتهكه صيغة Milgrom البسيطة. تم تقدير هذا بالفعل من قبل Bekenstein و Milgrom [29] الذين أعادوا صياغة MOND كمعادلة بواسون معدلة تعتمد على لاغرانج.

& # 13 أين هو مجال الجاذبية (العددي) ويجب أن يكون للوظيفة السلوك المقارب المطلوب في وصفة MOND البسيطة. في هذا الشكل يتم احترام قوانين الحفظ المعتادة. علاوة على ذلك ، يظهر هذا النوع من معادلات المجال غير الخطي في سياقات أخرى في الفيزياء على سبيل المثال ، فهو مطابق لمعادلة ماكسويل الأولى في وسط غير خطي متناح حيث المعلمة العازلة هي دالة لشدة المجال الكهربائي.

بتجاوز هذه الصيغة غير النسبية ، كان هناك تقدم كبير في بناء نظريات نسبية للجاذبية والتي ، في نظام التدرجات الميدانية المنخفضة للغاية ، تعيد إنتاج فينومينولوجيا MOND [29-31]. وقد بلغ هذا ذروته في نظرية التنسور-المتجه-العددية (TeVeS) لبيكنشتاين ، والتي تعد متغيرة تمامًا وخالية من الحالات الشاذة للمحاولات السابقة (مثل التكاثر الفائق اللمعان) [32]. النظرية معقدة ، فهي تتطلب ثلاث معلمات إضافية ووظيفة حرة (واحدة غير محددة من قبل أي اعتبارات مسبقة ولكن تم تعيينها لإعادة إنتاج الظواهر) ، لكنها تثبت أن إصدارًا متغيرًا من MOND ممكن.

اعتبر Milgrom [33] وجهة النظر البديلة ، أن MOND ، على مستوى غير نسبي ، قد يكون بسبب تعديل عمل الجسيمات الحرة (القصور الذاتي المعدل) الناتج ، ربما ، من تفاعل الجسيم مع الحقول الفراغية [34 ]. هنا ، يجب أن يظهر على أنه ثابت فعال لأنظمة المجرات ، ولكن ، بشكل عام ، ستعتمد عتبة التسارع للديناميكيات المعدلة على مسار الجسيم. في هذه الحالة ، يتوقع المرء أن تكون صيغة ميلغروم الأصلية مجرد تقريب للحقيقة لحركة الجسيمات المعممة.

نظرًا لعدم وجود أساس نظري مقبول بشكل عام حتى الآن لـ MOND ، فقد يبدو من السابق لأوانه النظر في الآثار الكونية. ومع ذلك ، يمكن عمل عدة نقاط عامة. بادئ ذي بدء ، من الواضح أن الأسس التجريبية للانفجار الكبير القياسي راسخة جدًا ، وأن أي نظرية أساسية لـ MOND لا ينبغي أن تؤدي إلى علم كوني مختلف جذريًا ، على الأقل ليس في الكون الذي سيطر عليه الإشعاع في وقت مبكر وبالتأكيد ليس في عصر التخليق النووي. إذن ، فإن القول بأن MOND هو بديل للمادة المظلمة لا يعني أن المادة غير المكتشفة أو المظلمة غير موجودة. في الواقع ، يجب أن تكون المادة الباريونية غير المكتشفة موجودة بسبب

في المادة المرئية أقل بكثير مما هي عليه في الباريونات. علاوة على ذلك ، هناك مؤشرات واضحة على أن بعض نكهات النيوترينوات على الأقل لها كتلة غير مطلية [35] ، لذلك هناك مساهمة للمادة المظلمة غير الباريونية في الميزانية الكلية للكون - على الأقل بمستوى مماثل لمتوسط ​​كثافة الباريونات في النجوم المرئية. ولكن سيكون مخالفًا لروح MOND إذا كانت المادة المظلمة - الباريونية أو غير الباريونية - مكونًا سائدًا للمجرات ، أي أن MOND غير متسق مع وجود المادة المظلمة الباردة (CDM) التي تتجمع على مقاييس صغيرة. لذا فإن السؤال الذي يطرح نفسه - ما مدى قوة الدليل الكوني لآلية التنمية النظيفة على المستوى المطلوب لنموذج التوافق القياسي الحالي للكون (

CDM): ما يقرب من 70٪ من الطاقة "المظلمة" و 30٪ من آلية التنمية النظيفة؟

يعتمد دعم نموذج التوافق في المقام الأول على ملاحظات المستعرات الأعظمية البعيدة [36] ، وطيف القدرة الزاوي لتقلبات درجة الحرارة على نطاق صغير في الخلفية الكونية الميكروية [37] ، واتساع تقلبات الكثافة في توزيع المجرات كدالة الحجم. من المؤكد أن نموذج التوافق يتوافق مع هذه الملاحظات ، ومع ذلك ، فإن هذا التفسير يعتمد على صحة النسبية العامة ، وبالتالي ، صحة معادلة فريدمان في وصف تاريخ توسع الكون. ولكن إذا كان MOND صحيحًا ، فإن النسبية العامة الكلاسيكية رباعية الأبعاد لا تقدم وصفًا مناسبًا للواقع على نطاق كوني. في الواقع ، إن التركيب الغريب للكون الذي يجسده نموذج التوافق قد دفع البعض إلى اقتراح تعديلات النسبية العامة القياسية ، وبالتالي التعديلات المتأخرة في معادلة فريدمان ، هي الأفضل. غالبًا ما تستند هذه التعديلات إلى سيناريوهات عالم braneworld الشائعة حاليًا [38]. ولكن في الآونة الأخيرة ، تم النظر أيضًا في المزيد من التعديلات المخصصة [39]. من الغريب أن مثل هذه البدائل للطاقة المظلمة تعتبر مقبولة من الناحية الجمالية ، في حين أن البديل المتشابه من الناحية المفاهيمية ، ولكن المبرر تجريبيًا ، للمادة المظلمة ليس كذلك.

بالطبع ، إذا كنا نعيش في عالم من الباريونات والنيوترينوات منخفضة الكتلة فقط ، فكيف تتشكل البنية؟ بعد كل شيء ، فإن الدافع الأساسي للمادة المظلمة غير الباريونية هو ضرورة تكوين البنية المرصودة في الكون في العصر الحالي عبر نمو الجاذبية لتقلبات الكثافة الصغيرة جدًا. كما نعلم جميعًا ، تساعد المادة المظلمة غير الباريونية لأنها توفر إمكانية أن تبدأ التقلبات في النمو قبل حقبة إعادة تركيب الهيدروجين. التوقع هو أن MOND ، من خلال توفير جاذبية فعالة أقوى في حدود التسارع المنخفض ، قد يساعد أيضًا ، ولكن في غياب نظرية مناسبة ، لا يمكن معالجة هذا السؤال بدقة (انظر ، مع ذلك ، [40 ، 41]). علاوة على ذلك ، يبدو أن TeVeS يمكن أن يؤدي إلى تكوين هيكل على مستوى مماثل لمستوى آلية التنمية النظيفة [42].

من الناحية المثالية ، فإن النظرية الأساسية لـ MOND من شأنها أن تقدم تنبؤات على نطاق آخر غير خارج المجرة ، وهذا من شأنه أن يوفر إمكانية اختبار أكثر تحديدًا. أحد التوقعات العامة هو ظهور انحرافات عن الجاذبية في النظام الشمسي الخارجي حيث تنخفض التسارع. في هذا الصدد ، فإن التسارع الثابت الشاذ الذي تم الإبلاغ عنه مؤخرًا والذي تم اكتشافه على ما يبدو خارج مدار المشتري بواسطة المركبات الفضائية بايونير [43] هو الأكثر صلة بالموضوع. إذا تم تأكيد ذلك ، فسيشير ذلك بالتأكيد إلى انهيار ديناميكيات نيوتن في نظام التسارع المنخفض.

إعتراف

المؤلف ممتن جدًا لموتي ميلجروم ، وجاكوب بيكينشتاين ، وستايسي ماكجو لإجراء مناقشات مفيدة.

مراجع

  1. ميلجروم ، "تعديل للديناميات النيوتونية كبديل محتمل لفرضية الكتلة المخفية ،" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 270 ، ص 365-370 ، 1983. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  2. آر بي تولي وجي آر فيشر ، "طريقة جديدة لتحديد المسافات إلى المجرات ،" علم الفلك & # x26 الفيزياء الفلكية، المجلد. 54 ، لا. 3، pp.661–673، 1977. عرض على: الباحث العلمي من Google
  3. W.J. de Blok and S. S. McGaugh ، "اختبار الديناميكيات النيوتونية المعدلة مع المجرات ذات السطوع المنخفض للسطح: منحنى الدوران يناسب ،" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 508 ، لا. 1، pp.132–140، 1998. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  4. S. S. Mcgaugh ، و J.M.Schombert ، و G. D.Butun ، and W.J. de Blok ، "The baryonic tully-Fisheriation" ، مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 533 ، لا. 2 ، الجزء 2 ، الصفحات من L99 إلى L102 ، 2000. عرض على: الباحث العلمي من Google
  5. آر إتش ساندرز و إم إيه دبليو فيريهجين ، "منحنيات الدوران لمجرات Ursa الرئيسية في سياق الديناميكيات النيوتونية المعدلة ،" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 503 ، لا. 1، pp. 97–108، 1998. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  6. J.P. Ostriker و P.J.E Peebles ، "دراسة عددية لاستقرار المجرات المسطحة: أو ، هل تستطيع المجرات الباردة البقاء على قيد الحياة؟" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 186، pp.467–480، 1973. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  7. ك. سي فريمان ، "على أقراص المجرات الحلزونية وغير ذلك" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 160 ، ص. 811، 1970. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  8. R.J. Allen و F.H. Shu ، "سطوع السطح المركزي المستقرء للمجرات ،" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 227 ، لا. 2 ، ص 67-72 ، 1979. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  9. A. H. Broeils، دكتوراه. أطروحة ، جامعة جرونينجن ، جرونينجن ، هولندا ، 1992.
  10. K.G. Begeman ، "منحنيات الدوران HI للمجرات الحلزونية ،" علم الفلك & # x26 الفيزياء الفلكية، المجلد. 223 ، ص 47-60 ، 1989. عرض على: الباحث العلمي من Google
  11. S. Casertano و J.Han Gorkom ، "منحنيات الدوران المتراجعة: نهاية المؤامرة؟" المجلة الفلكية، المجلد. 101 ، لا. 4، pp. 1231–1241، 1991. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  12. K.G Begeman و A.H Broeils و R.H Sanders ، "منحنيات الدوران الممتدة للمجرات الحلزونية: الهالات المظلمة والديناميكيات المعدلة ،" الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية، المجلد. 249 ، ص 523-537 ، 1991. عرض على: الباحث العلمي من Google
  13. ميلغروم ، "المجالات متساوية الحرارة في الديناميكيات المعدلة ،" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 287 ، ص 571-576 ، 1984. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  14. إس إم فابر و آر إي جاكسون ، "تشتت السرعة ونسب الكتلة إلى الضوء للمجرات الإهليلجية ،" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 204 ، ص 668-683 ، 1976. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  15. آر إتش ساندرز وإس إس ماكجو ، "ديناميكيات نيوتن المعدلة كبديل للمادة المظلمة ،" المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية، المجلد. 40، pp.263–317، 2002. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  16. دبليو جي دي بلوك ، إف والتر ، إي برينكس ، سي تراختيرناخ ، S.-H. أوه ، و آر سي كينيكوت ، "منحنيات الدوران عالية الدقة ونماذج كتلة المجرات من الأشياء ،" المجلة الفلكية، المجلد. 136 ، لا. 6 ، ص 2648-2719 ، 2008. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  17. إي إف بيل و آر إس دي يونج ، "نسب الكتلة إلى الضوء النجمية وعلاقة تولي فيشر ،" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 550 ، لا. 1، pp. 212–229، 2001. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  18. R. A. Swaters،، Ph.D. أطروحة ، جامعة جرونينجن ، جرونينجن ، هولندا ، 1999.
  19. ر. Sancisi ، إن ندوة الجامعة 222، دي جي رايدر ، إد.
  20. M. Kaplinghat و M. Turner ، "كيف تشرح نظرية المادة المظلمة الباردة قانون Milgrom & # x27s ،" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 569 ، لا. 1، pp. L19 – L22، 2002. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  21. ميلغروم ، "هل تتبع الديناميكيات النيوتونية المعدلة من نموذج المادة المظلمة الباردة؟" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 571 ، لا. 2، pp. L81 – L83، 2002. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  22. إف زويكي ، "Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln" Helvetica Physica Acta، المجلد. 6، pp.110–127، 1933. View at: Google Scholar
  23. آر إتش ساندرز ، "التناقض الفيروسي في عناقيد المجرات في سياق الديناميكيات النيوتونية المعدلة ،" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 512 ، لا. 1، pp. L23-L26، 1999. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  24. A. Aguirre ، و J. Schaye ، و E. Quataert ، "مشاكل لديناميكيات نيوتن المعدلة في المجموعات وغابة Ly & # x3B1؟" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 561 ، لا. 2، pp.550–558، 2001. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  25. آر إتش ساندرز ، "مجموعات المجرات ذات الديناميكيات النيوتونية المعدلة ،" الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية، المجلد. 342 ، لا. 3، pp. 901–908، 2003. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  26. آر إتش ساندرز ، "إطار موتر-متجه-عددي للديناميكيات المعدلة والمادة المظلمة الكونية ،" الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية، المجلد. 363 ، لا. 2 ، ص 459-468 ، 2005. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  27. آر إتش ساندرز ، "المستوى الأساسي للمجرات الإهليلجية ذات الديناميكيات النيوتونية المعدلة ،" الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية، المجلد. 313 ، لا. 4 ، الصفحات 767-774 ، 2000. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  28. جيه إي فيلتن ، "مراجعة Milgrom & # x27s لقوانين نيوتن: النتائج الديناميكية والكونية ،" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 286 ، الصفحات 3-6 ، 1984. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  29. بيكنشتاين و م.ميلغروم ، "هل تشير مشكلة الكتلة المفقودة إلى انهيار الجاذبية النيوتونية؟" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 286 ، الصفحات من 7 إلى 14 ، 1984. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  30. J.D Bekenstein ، إن وقائع المؤتمر الكندي الثاني للنسبية العامة والفيزياء الفلكية النسبية، إيه كولي ، سي داير ، وتي تابر ، محرران ، ص. 487 ، وورلد ساينتفيك ، سنغافورة ، 1988.
  31. آر إتش ساندرز ، "إطار عمل طبقي لنظريات موتر عددي للديناميكيات المعدلة ،" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 480 ، لا. 2، pp.492–502، 1997. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  32. جي دي بيكينشتاين ، "نظرية الجاذبية النسبية للنموذج الديناميكي النيوتوني المعدل ،" المراجعة الجسدية د، المجلد. 70 ، لا. 8 ، معرف المقالة 083509 ، 28 صفحة ، 2004. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  33. ميلجروم ، "ديناميكيات ذات علاقة قصور ذاتي تسارع غير معيارية: بديل للمادة المظلمة في الأنظمة المجرية ،" حوليات الفيزياء، المجلد. 229 ، لا. 2 ، ص 384-415 ، 1994. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  34. ميلغروم ، "الديناميكيات المعدلة كتأثير الفراغ ،" رسائل الفيزياء أ، المجلد. 253 ، لا. 5-6 ، ص 273-279 ، 1999. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  35. M. C. Gonzalez-Garcia and Y. Nir، "Neutrino masses and mixing: Evidence and effects،" تقييمات الفيزياء الحديثة، المجلد. 75 ، لا. 2، pp.345–402، 2003. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  36. S. Perlmutter ، G. Aldering ، G. Goldhaber et al. ، "قياسات & # x3A9 و & # x39B من 42 مستعر أعظم انزياح أحمر مرتفع ،" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 517 ، لا. 2، pp.565-586، 1999. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  37. D.N.Spergel، L. Verde، H. V. Peiris et al.، "First-year مسبار ويلكينسون تباين الميكروويف (WMAP) ملاحظات: تحديد المعلمات الكونية ، " مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 148 ، لا. 1، pp. 175–194، 2003. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  38. C. Deffayet ، "علم الكونيات على غشاء في كتلة مينكوفسكي" رسائل الفيزياء ب، المجلد. 502 ، لا. 1 & # x20134 ، ص 199-208 ، 2001. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  39. S.M Carroll، V. Duvvuri، M. Trodden، and M.S Turner، "هل التسريع الكوني يرجع إلى فيزياء الجاذبية الجديدة؟" http://arxiv.org/abs/astro-ph/0306438. عرض على: الباحث العلمي من Google
  40. آر إتش ساندرز ، "تشكيل البنية الكونية بديناميات نيوتن المعدلة ،" مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد. 560 ، لا. 1، pp.1–6، 2001. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  41. نوسر ، "الديناميكيات النيوتونية المعدلة لهيكل واسع النطاق ،" الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية، المجلد. 331 ، لا. 4 ، ص 909-916 ، 2002. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  42. C. Skordis ، D.F Mota ، P. G. Ferreira ، and C. Boehm ، "هيكل واسع النطاق في نظرية bekenstein & # x27s للديناميات النيوتونية المعدلة النسبية ،" رسائل المراجعة البدنية، المجلد. 96 ، لا. 1 ، معرف المقالة 011301 ، 4 صفحات ، 2006. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل
  43. جي دي أندرسون ، بي إيه لينغ ، إي إل لاو ، إيه إس ليو ، إم إم نيتو ، إس جي توريشيف ، "إشارة ، من بيانات الرائد 10/11 ، جاليليو ، وأوليسيس ، لتسارع غير طبيعي ، ضعيف ، بعيد المدى ،" رسائل المراجعة البدنية، المجلد. 81 ، لا. 14 ، ص 2858-2861 ، 1998. عرض على: موقع الناشر | منحة جوجل

حقوق النشر

حقوق النشر & # x00A9 2009 R. H. Sanders. هذا مقال مفتوح الوصول يتم توزيعه بموجب ترخيص Creative Commons Attribution License ، والذي يسمح بالاستخدام غير المقيد والتوزيع والاستنساخ في أي وسيط ، بشرط الاستشهاد بالعمل الأصلي بشكل صحيح.


الملخص

هناك مشكلة منهجية متأصلة في أي نقاش حول الهندسة خارج الأرض وقابلية اكتشافها: كيف نميز إشارات الكشف عن مثل هذه الهندسة الفلكية عن العمليات "الطبيعية" ، غير المقصودة ، وإن كانت غريبة؟ في الممارسة العملية ، تم اختصار عمليات البحث عن آثار ومظاهر الحضارات التكنولوجية المتقدمة حتى الآن إلى البحث عن القيم المتطرفة في الانتظام المعروف المزعوم والمتوقع من مصادر الفيزياء الفلكية الطبيعية. هذا الإجراء ، مع ذلك ، هو حقل ألغام معرفي ، لسببين على الأقل: (1) قد تكون مجموعات البيانات السابقة التي تستند إليها الأنظمة ملوثة بالقطع الأثرية ، و (2) إجراء حساب الكميات غير القابلة للرصد عادة ما يحتوي على افتراض ضمني الطبيعة غير المقصودة للمصادر. بعبارة أخرى ، نحن نواجه مشكلة من نوع Catch-22: لإثبات الطبيعة الاصطناعية لمصدر ما ، يبدو أننا بحاجة إلى الافتراض أولاً أنه ليس مصطنعًا. على عكس معظم المشاكل في العلم ، يمكن أن تتفاقم هذه المشكلة ، بدلاً من تقليلها ، مع تقدم فهمنا العلمي. تمت مناقشة بعض الموارد المحتملة ، بالإضافة إلى التوجيهات لمزيد من العمل نحو بناء منهجية شاملة لـ Dysonian SETI.


العنوان: علاقة التوللي-فيشر ذات الأشعة تحت الحمراء المتوسطة: قياس ضوئي لسطح البصق

يتيح توفر التصوير الضوئي لعدة آلاف من المجرات باستخدام تلسكوب سبيتزر الفضائي معايرة الأشعة تحت الحمراء المتوسطة للعلاقة بين اللمعان والدوران في المجرات الحلزونية. أهم ميزة للمعايرة الجديدة في 3.6 النطاق m ، قناة IRAC 1 ، هو تناسق ضوئي عبر السماء بأكملها. المزايا الإضافية هي الحد الأدنى من التعتيم ، ومراقبة التدفق الذي تهيمن عليه النجوم القديمة ، والحساسية لمستويات سطوع السطح المنخفضة بسبب الخلفيات المفضلة. تم رصد ما يقرب من 3000 مجرة ​​خلال دورة Spitzer 7 ، وتتوفر صور لها من أرشيف Spitzer. في الدورة الثامنة ، بدأ برنامج يسمى التدفقات الكونية مع Spitzer ، والذي سيزيد من العينة المتاحة من المجرات الحلزونية بميل أكبر من 45 درجة من الوجه المناسب لقياسات المسافة بحلول 1274. تصف هذه الورقة الإجراءات ، على أساس على حزمة القياس الضوئي Archangel ، التي يتم توظيفها لتحليل كل من البيانات الأرشيفية والجديدة بطريقة موحدة. نعطي نتائج لـ 235 مجرة ​​، عينة المعايرة الخاصة بنا لعلاقة تولي-فيشر. يتم تحديد مقادير المجرات مع عدم اليقين الذي يقل عن 0.05 ماج للأنظمة الحلزونية العادية. ستصف الورقة اللاحقة معايرة [3.6] علاقة اللمعان والدوران.


بصمات الأصابع الغوص في موضوعات البحث الخاصة بـ & # 39 المشعب الأساسي للمجرات الحلزونية: الحركات المنظمة مقابل الحركات العشوائية والاعتماد على التشكل لعلاقة تولي-فيشر & # 39. معا يشكلون بصمة فريدة.

  • APA
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • هارفارد
  • اساسي
  • RIS
  • فانكوفر

مخرجات البحث: المساهمة في المجلة ›المقال› مراجعة الأقران

T1 - المشعب الأساسي للمجرات الحلزونية

T2 - الحركات المرتبة مقابل الحركات العشوائية والاعتماد على التشكل لعلاقة Tully-Fisher


العلم والعقل

لطالما عرف علماء الفلك أن هناك علاقة وثيقة بين اللمعان الجوهري للمجرة الحلزونية وسرعة دوران النجوم (حول مركز المجرة) في الأجزاء الخارجية من المجرة. هذه العلاقة لها اسم: علاقة تولي-فيشر.

ومن المعروف أيضًا أن المجرات القزمية الصغيرة القريبة ، والتي تكون غير منتظمة الشكل ، ليست مشرقة كما ينبغي ، وفقًا لعلاقة Tully-Fisher ، بالنظر إلى متوسط ​​السرعات المقاسة لنجومها.

تُظهر الأبحاث الحديثة أنه ، مع ذلك ، يمكن أن تمتد علاقة تولي-فيشر ، مع تعديل طفيف ، إلى هياكل كبيرة جدًا: عناقيد مجرية كاملة. في هذه الحالة ، يكون السطوع الجوهري للعنقود في الغالب في جزء الأشعة السينية من الطيف (لأنه ناتج عن غاز شديد الحرارة بين المجرات) ، ومع ذلك فإن ارتباط سطوع العنقود بمتوسط ​​سرعات المجرات في العنقود لا يزال ثابتًا تمامًا. حسن.

يوجد في الواقع تفسير جيد جدًا للعلاقة ، في ذلك السطوع الجوهري ومتوسط ​​السرعة للمكونات كلاهما مرتبطان ارتباطًا وثيقًا بالكتلة الإجمالية للجسم.

وهذا هو المكان الذي تصبح فيه الأشياء ممتعة للغاية. على المرء أن ينظر إلى كتلة المادة "الباريونية" العادية بشكل منفصل عن كتلة المادة المظلمة غير المضيئة. تشير العديد من أنواع الملاحظات المستقلة إلى وجود ما يقرب من 5 أضعاف كتلة الكون في شكل مادة مظلمة كما هو الحال في شكل المادة العادية. بشكل مختلف ، تشكل المادة العادية 17٪ فقط (أكثر بقليل من جزء واحد في 6) من الكتلة الكلية للمادة في الكون.

طالما أن اللمعان الجوهري لجسم ما يتناسب مع كتلته الإجمالية ، فيمكن عندئذٍ اعتبار الكتلة بمثابة وكيل لمعان ، ومن المتوقع أن تكون العلاقة بين الكتلة الإجمالية ومتوسط ​​السرعة المكونة. هذه العلاقة متوقعة في الواقع حتى من قبل ميكانيكا نيوتن & ndash يجب أن تكون الكتلة الكلية متناسبة مع القوة الرابعة للسرعة (M & thinsp & prop & thinspV 4 ).

إذا كان بإمكان المرء أن يفترض أيضًا أن نسبة الكتلة في شكل مادة عادية إلى كتلة على شكل مادة مظلمة في مجرة ​​أو عنقود هي نفسها النسبة في الكون ككل (1 & thinsp: & thinsp5) ، فإن Tully - علاقة الصياد منطقية تمامًا. وهذا صحيح على الرغم من أن اللمعان ينتج بالكامل عن المادة العادية ، وليس المادة المظلمة غير المرئية. في الواقع ، هذا يصمد جيدًا & ndash للمجرات الحلزونية.

من المثير للدهشة أن هناك أيضًا علاقة جيدة إلى حد ما بين اللمعان ومتوسط ​​السرعة حتى في مجموعات المجرات و ndash ولكن هناك اختلاف بسيط في الأس: M & thinsp & prop & thinspV 3 . مرة أخرى ، هذا صحيح بغض النظر عما إذا كان المرء ينظر إلى الكتلة الكلية (بما في ذلك المادة المظلمة) ، أو مجرد مادة عادية مرئية. (يمكن تحديد كتلة الكتلة الكبيرة بشكل مستقل عن طريق تقنيات مثل عدسة الجاذبية).

من المعتاد رسم الكتلة مقابل السرعة (على المحاور الرأسية والأفقية ، على التوالي) باستخدام المقاييس اللوغاريتمية على كلا المحورين. عند القيام بذلك ، يحصل المرء على خطوط مستقيمة لها منحدرات حوالي 4 (للمجرات الحلزونية) و 3 (لعناقيد المجرات).

ومع ذلك ، عند التخطيط للكتلة المرئية مقابل السرعة ، تنهار العلاقة تمامًا تقريبًا بالنسبة للمجرات القزمة القريبة. أصغر المجرات القزمة وأكثرها قتامة تقع أسفل المنحنى بكثير. الكتلة المرئية واللمعان & ndash لا تحسب المادة المظلمة & ndash صغيرة جدًا. في مخطط لوغاريتمي ، تسقط هذه المجرات ، مع انتشار كبير جدًا ، حول خط مستقيم له ميل 5 أو أكثر.

هناك طريقة بسيطة لإعادة تأكيد هذه الملاحظة: تحتوي المجرات القزمة على مادة عادية أقل وضوحًا بكثير مما تنبأت به علاقة تالي-فيشر التقليدية ، وحتى أقل بكثير من ذلك إذا كانت نسبة المادة العادية إلى المادة المظلمة في المجرات القزمة قريبة من إنه موجود في الكون ككل. في معظم المجرات القزمة ، تكون النسبة أقل من 1٪ مما ينبغي أن تكون عليه.

بعبارة أخرى ، هناك قدر هائل من المادة العادية المفقودة والمجهولة المصير في المجرات القزمة. ومن هنا السؤال (بما أن المادة العادية هي في الغالب هيدروجين (بروتونات)): أين ذهبت كل البروتونات؟

إن ملاحظات المجرات القزمة القريبة موثوقة جدًا - فهذه هي أقرب جيراننا. بافتراض الجاذبية النيوتونية ، فإننا نعرف كتل هذه الأجسام بشكل موثوق للغاية من خلال سرعات النجوم (التي يمكننا رؤيتها بشكل فردي) بداخلها. لا يوجد هيدروجين ساخن في هذه المجرات ، كما هو الحال في مجموعات المجرات البعيدة ، حيث لا نرى أي إشارة منه في أي جزء من الطيف وصولاً إلى الأشعة تحت الحمراء. كما أن علماء الفلك على يقين تام من عدم وجود الكثير من الهيدروجين البارد ، والذي يجب أن ينبعث بقوة عند ترددات الراديو - وندشِل خط HI الشهير الذي يبلغ ارتفاعه 21 سنتيمترًا.

فأين كل البروتونات؟ من المحتمل جدًا أن تكون قد انفجرت خارج المجرة القزمة تمامًا بفعل رياح المستعر الأعظم. سرعة الهروب من مجرة ​​قزمة أقل بكثير مما هي عليه في دوامة نموذجية ، ومع ذلك فإن المستعرات الأعظمية لها نفس القدر من الانفجار الذي يحدث في أي مكان آخر. دعمت عمليات المحاكاة التفصيلية الحديثة جدًا هذه الفكرة ، كما ناقشتها هنا.

الاحتمال البديل ، والأكثر جذرية ، هو أن الجاذبية النيوتونية خاطئة & ndash أن البروتونات لا تزال غير موجودة (لماذا؟) ولكن لا توجد أي "مادة مظلمة". بدلاً من ذلك ، فإن الكتلة الكلية للنجوم المرئية & ndash صغيرة بشكل مدهش كما تبدو & ndash لا تزال كافية لتفسير السرعات النجمية المرصودة ، باستخدام شكل من أشكال "الديناميكيات النيوتونية المعدلة" (MOND).

لسوء الحظ ، بالنسبة للمؤمنين بـ MOND ، تم صياغة النظرية كبديل للمادة المظلمة لشرح سرعات الدوران في المجرات الحلزونية. عادة ما يتم تعديل نظريات MOND بعناية لتلائم بيانات المجرة الحلزونية. سوف يحتاجون إلى العمل بشكل مختلف في المجرات القزمة. ومن المعروف بالفعل أنها لا تعمل بشكل صحيح مع مجموعات المجرات الكبيرة أيضًا.


منحدر قطعة اللوغاريتمات للسرعة اللامعة في علاقة توللي فيشر - علم الفلك

بالنسبة لمجرات 21 Sc التي تشمل خصائصها نطاقًا واسعًا من أنصاف الأقطار والكتل واللمعان ، فقد حصلنا على أطياف محور رئيسية تمتد إلى المناطق الخارجية الباهتة ، واستنتجنا منحنيات الدوران. تتميز المجرات بميلها العالي ، لذلك يتم تقليل عدم اليقين في زاوية الميل إلى خط الرؤية وفي زاوية موضع المحور الرئيسي. يتراوح أنصاف أقطارها من 4 إلى 122 kpc (H = 50km s -1 Mpc -1) بشكل عام ، وتمتد منحنيات الدوران إلى 83٪ أو R 25 i.b. عندما يتم رسمها على مقياس خطي بدون قياس ، فإن منحنيات الدوران لأصغر المجرات تقع على الأجزاء الأولية لمنحنيات الدوران للمجرات الأكبر. تظهر جميع المنحنيات ارتفاعًا سريعًا في السرعة إلى حد ما إلى V ∼ 125 km s -1 عند R ∼ 5 kpc ، ثم ارتفاع أبطأ بعد ذلك. ترتفع منحنيات الدوران ببطء حتى في أبعد نقطة تم قياسها. لا تحتوي المجرات ذات السطوع العالي أو المنخفض على منحنيات دوران ساقطة. يجب أن تحتوي المجرات Sc من جميع اللمعان على كتلة كبيرة تقع خارج الصورة الضوئية. تتبع العلاقة الخطية بين log V max و log R شكل منحنى الدوران المشترك لجميع Sc ، وميل المجرات الأصغر ، عند أي R ، إلى الحصول على سرعات أقل من المجرات الكبيرة في تلك R. اكتشف تالي وفيشر لهذه العلاقة بسبب استخدامهم لمجرات من مختلف أنواع هابل والعلاقة المعروفة بين V max ونوع هابل.

تميل المجرات ذات التدرجات الكبيرة للسرعة المركزية إلى أن تكون كبيرة وذات إضاءة عالية وذات نوى ضخمة وكثيفة. غالبًا ما تُظهر أطيافها النووية استمرارية نجمية قوية باللون الأحمر ، مع خطوط انبعاث لـ [N II] أقوى من Hα. تميل هذه المجرات أيضًا إلى أن تكون 13 سم من مصادر الاتصال اللاسلكي.

بسبب شكل منحنيات الدوران ، تخضع المجرات الصغيرة للعديد من الدورات قصيرة المدى والتفاضلية للغاية. تخضع المجرات الكبيرة (في أجزائها الخارجية) لدورات قليلة ، متباينة قليلاً فقط. يشير هذا إلى وجود علاقة بين التشكل وخصائص الدوران وتصنيف لمعان van den Bergh ، والذي تمت مناقشته. خضع UGC 2885 ، وهو أكبر Sc في العينة ، إلى أقل من 10 دورات في أجزائه الخارجية منذ نشأة الكون ولكن له نمط حلزوني منتظم ذو ذراعين ولا يوجد تفاوتات في السرعة. تضع هذه الملاحظة قيودًا على نماذج تشكل المجرات وتطورها.


الكلمات الدالة

  • المجرات
  • بيضاوي وعدسي
  • قرص مضغوط
  • المعلمات الأساسية
  • الكينماتيكا والديناميات
  • حلزوني
  • الإحصاء
  • مجموعة أورسا الكبرى
  • الاعتماد على النوع الصرفي
  • المجرات الميدانية البعيدة
  • نسب إلى الضوء
  • المجرات الحلزونية
  • مجرات DWARF
  • مجرات القرص
  • الحركية الداخلية
  • مجرات غير منتظمة
  • سطوع السطح


شاهد الفيديو: Teach Astronomy - Tully-Fischer Relation (أغسطس 2022).