We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Belirli bir kütleye sahip bir yıldız alın (diyelim ki $1.0 mathrm{M_{odot}}$ veya $1.1 mathrm{M_{odot}}$), zamanın bir fonksiyonu olarak yıldızın parlaklığını ne etkiler ve ne kadar? (metallik?, rotasyon?)
Bana öyle geliyor ki yıldız evrimi temel olarak fizik yasaları tarafından belirlenir; belirli parametreleri biliyorsak (örneğin kütle). Tabii ki işin püf noktası bu çünkü yoldaş(lar)ı olmayan bir yıldızın kütlesini doğrudan ölçemeyiz.
Yayınlanmış değerlerin çakıştığı birkaç sorunla karşılaştım. Örneğin, bu çalışma Zeta Tucanae'nin yaşını yaklaşık 2,1-3,8 mathrm{Gyr}$ olarak verir. Ancak kütle/yarıçap/parlaklık güneşe göre 0.99/1.08/1.26 olarak verilmektedir (Wikipedia kaynakları). Güneş'in evrimsel planına bakarsanız, burada bir yanlışlık var. (Kütle tahmin ediyorum.) Bu arada [Fe/H] -0.18 olarak verilmiş.
Bu sorunun çok geniş olduğunu düşünüyorum, ama bir bıçaklayacağım.
Russell-Vogt (veya bazen Vogt-Russell) teoremi, bir yıldızın HR diyagramındaki konumunun kütlesi ve bileşimi tarafından belirlendiğidir.
Parlaklık, çoğunlukla merkezi sıcaklığı ve bileşimi ile belirlenir. Buna karşılık, merkezi sıcaklık kütle ve yarıçapa, yarıçap ise luninosity ve etkin sıcaklığa bağlıdır.
Böylece sorduğunuz soru ders kitaplarını dolduruyor. Ama ilk sipariş için. Parlaklığın zamana bağlılığı, kütlenin zamana bağımlılığı - yani kütle kaybı (veya kazancı) ve özellikle bir yıldızın nükleer yanma bölgelerindeki bileşim değişim hızı ile belirlenir.
Güneş gibi bir yıldızda, kütle kaybı nispeten önemsizdir, bu nedenle parlaklık evrimi için zaman ölçeğini belirleyen, çekirdekte hidrojenin helyuma dönüşme hızıdır. Karıştırma (konveksiyon, rotasyonel karıştırma veya difüzyon nedeniyle) gibi çekirdek bileşimini değiştiren diğer işlemlerin ikinci derece etkiler olduğu düşünülmektedir.
Örnek olarak kendimi ana sekansla sınırlandırıyorum. Güneş'in parlaklığı çekirdek sıcaklığı tarafından belirlenir. Ortalama parçacık ağırlığı arttıkça ve çekirdek büzüldüğünde ve hidrostatik dengeyi korumak için sıcaklık arttıkça nükleer reaksiyonlar daha hızlı hale gelir. Bunun meydana gelme hızı, yıldızın parlaklığının mevcut H miktarına (yıldızın kütlesiyle orantılı) bölünmesiyle verilir.
Genel kimyasal bileşim, bunu ikinci dereceden bir etki olarak yönlendirir. Daha düşük metalliğe sahip bir yıldız radyasyona karşı daha az opaktır. Radyasyon daha verimli bir şekilde kaçar ve yıldız aynı parlaklık için yüzeyde daha küçük ve daha sıcaktır. Daha küçük yıldızlar, aynı kütle için ortada daha sıcaktır ve dolayısıyla daha parlaktır. Bu nedenle, düşük metalikliğe sahip yıldızların parlaklık evrimi, yüksek metalikliğe sahip olanlardan daha hızlıdır. Örneğin, Bazan & Mathews'in (1990) Şekil 1 ve 2'sine bakınız.
Büyük Tek ve İkili Yıldızların Süpernova Öncesi Evrimi
Büyük kütleli yıldızları anlamak, galaksi ve yıldız kümesi evrimi, nükleosentez ve süpernova, pulsarlar ve kara delikler dahil olmak üzere çeşitli astronomi dalları için gereklidir. Büyük kütleli yıldız evriminin çok çeşitli olduğu, metalikliğe, ikililiğe, dönmeye ve muhtemelen manyetik alanlara duyarlı olduğu ortaya çıktı. İyi bir istatistiksel gözlem veri tabanı elde etme sorunu, mevcut büyük spektroskopik araştırmalarla hafifletilmiş olsa da, büyük kütleli yıldızların bu çeşitli yollarını şiddetli son aşamalarına doğru modellemek bir zorluk olmaya devam ediyor.
Ana sıralama aşamasının çeşitli olası evrim senaryolarının uygunluğunu ölçmek için en iyi fırsatı sunduğunu gösteriyorum. Bu aynı zamanda, Wolf-Rayet yıldızlarının gözlemlerinin temel ipuçları verdiği büyük kütleli yıldızların ana dizi sonrası evriminin taslağını da sağlar. Geçici aramalardaki mevcut artışa bağlı olarak yapılan son süpernova keşifleri, çift-kararsızlık süpernovaları ve gama ışını patlamaları dahil olmak üzere süpernova türlerine sahip ata modellerinin geçici haritalanmasına izin verir.
Yazar hakkında
Maurizio Salaris Roma Üniversitesi 'La Sapienza'da fizik okudu ve ardından İtalya'daki Collurania-Teramo-Observatory'de, İspanya, Barselona'daki Institut d'Estudis Espacials de Catalunya, Garching, Almanya'daki Max Planck Astrofizik Enstitüsü ve İngiltere'deki Liverpool John Moores Üniversitesi Astrofizik Araştırma Enstitüsü'nde şu anda Stellar Astrofizik Profesörü olarak görev yapmaktadır. Hakemli dergilerde ve kitaplarda yaklaşık 150 makalesi ve ayrıca Santi Cassisi'nin birlikte yazdığı bir monografisi yayınladı. Profesör Salaris'in bilimsel çalışması, teorik yıldız evrimi, yıldız popülasyonu sentez modelleri ve Galaktik ve ekstragalaktik yıldız popülasyonlarının fotometrik ve spektroskopik gözlemlerinin yorumlanması üzerine odaklanmaktadır.
Santi Cassisi Fizik diplomasını 1991'de İtalya, Pisa Üniversitesi'nden aldı. Daha sonra bir yılını Fransa'nın Meudon-Paris Astronomik Gözlemevi'nde geçirdi ve ardından 1995'ten itibaren İtalya'daki L'Aquila Üniversitesi'nde doktora bursu aldı. 1998'de INAF'ın araştırma birimi Collurania-Teramo-Observatory'de kadrolu araştırmacı olarak bir görevi kabul etti. Halen aynı kurumda doçent olarak görev yapmaktadır. Profesör Cassisi'nin araştırması, teorik yıldız evrimi ve bunun hem galaktik hem de galaksi dışı yıldız popülasyonlarının incelenmesine uygulanmasına odaklanmaktadır. 115'i hakemli dergilerde olmak üzere yaklaşık 210 bilimsel makale ve bir monografi yazmıştır.
Zamanın bir fonksiyonu olarak bir yıldızın parlaklığının evrim eğrisini ne etkiler? - Astronomi
Yakındaki galaksilerin temel ölçülebilir gözlemlenebilir özelliklerinden bazılarını düşünün.
- galaksilerin spektral enerji dağılımlarının renkleriyle temsil edilen birinci mertebeden dağılımını düşünün
- Strateva ve diğerleri, AJ 122, 1861 (2001) tarafından SDSS'den ölçülen renkte çarpıcı bir çift modluluk vardır.
- Kırmızı ve mavi gökada dizilerinin (ve aralarındaki yeşil vadinin) yaygın olarak kullanılan terminolojisine yol açar.
- Kırmızı dizi, mavi diziden daha sıkıdır, bu nedenle ikincisine bazen mavi bulut denir
- Kırmızı dizi, daha yüksek parlaklıklara, maviden daha düşük parlaklıklara uzanır, ancak önemli ölçüde örtüşür
- Anahtar nokta, rengin kolayca gözlemlenmesi ve ölçülmesidir.
- Yıldız popülasyonlarındaki olası farklılıklar göz önüne alındığında, parlaklık-yıldız kütlesi ilişkisi muhtemelen iki farklı dizi için farklıdır. Kaba bir düzeyde, renk, parlaklıktan yıldız kütlesinin tahmin edilmesini sağlar (kesinlikle, bazı renkler bu konuda diğerlerinden daha fazla bilgiye sahiptir ve parlaklık için bazı bant geçişleri, yıldız popülasyonlarındaki farklılıklardan daha fazla etkilenir, daha sonra!)
- not ilişkisi yıldız kütlesi cinsinden ifade edildiğinde kayıyor (Baldry ve diğerleri 2006'dan) ve iki dizi arasında güneş kütleleri etrafında bir geçiş kütlesi var gibi görünüyor
- parlaklık fonksiyonları, parlaklığın bir fonksiyonu olarak galaksilerin sayı yoğunluğunu verir. Parlaklık veya mutlak büyüklüklerde ifade edilebilir:
- ve arasındaki parlaklık ile birim hacim başına galaksi sayısıdır.
- ve arasında mutlak mag ile birim hacim başına galaksilerin sayısıdır.
- Gökadaların sayı yoğunluğuna göre integral üzeri parlaklık fonksiyonu
- Açıkçası, parlaklık elde etmek için mesafe ölçümü gerektirir
- Kritik olarak seçim fonksiyonu bilgisine bağlıdır.
- Düzeltme için en basit fikir: ağırlık, seçim fonksiyonu göz önüne alındığında galaksinin gözlemlenebileceği en büyük hacim olarak hesaplanır. Sorun: büyük ölçekli yapı! -> tekdüzelik testi ve seçim fonksiyonunun anlaşılması
- Önemli ölçüde daha karmaşık yöntemler geliştirildi
- Daha fazla ayrıntı için, bkz.
- Binggelli ve diğerleri (ARAA 26, 26, 1988)
- kademeli maksimum olasılık Efstathiou ve diğerleri(1988)
- Schechter fonksiyon belirleme (Sandage ve diğerleri 1979)
- SDSS (ve diğer) sonuçları (Blanton & Moustakis ARAA 2009'dan) daha yeni bir alternatif (Montero-Dorta & Prada 2009'dan)
- mutlak mags ( ) -22 ile -8 arasında değişir, bkz. Jerjen LF
- Adlandırma: "cüce" gökadalar ve "normal" gökadalar
- Hangi nesneler sayıya göre baskındır? Toplam parlaklığa hangi nesneler hakimdir?
- Farklı türlerin açıkça farklı LF'leri vardır.
- Belirli bir türün oranı ortama bağlı olduğundan, genel LF de olmalıdır.
- LF'ler genellikle bir Schechter işleviyle iyi karakterize edilir:
- galaksi LF ile karanlık halo LF'yi karşılaştırın, Whittle'dan gelen şekil
- en yüksek kütlelerde soğutma
- daha yüksek ve daha düşük gökada kütlelerinde gökada "verimliliği": sayıları veya parlaklıkları etkileyen geri bildirim?
- evrim yok: galaksi parlaklıklarının dağılımı değişmez
- pasif evrim: galaksilerin sayısı ve iç (yıldız) yapısı değişmez, ancak yıldızlar geliştikçe parlaklık gelişir
- parlaklık evrimi: galaksilerin yıldız yapısı zamanla değişir (parlaklık değişikliklerine yol açan yıldız oluşumu
- sayı (yoğunluk) evrimi: galaksilerin sayısı zamanla değişir: galaksiler parlaklığın bir fonksiyonu olarak yaratılabilir (oluşturulabilir) veya yok edilebilir (örneğin birleşmeler)
- z=1'e evrim (Faber ve diğerleri, 2007'den): tüm örnekler parlaklık evrimi gösterir, ancak kırmızı gökadalar sayı yoğunluğu evrimi gösterir. Schechter parametreleri: galaksilerin “söndürülmesi”: galaksileri maviden kırmızı sıraya taşımak?
- Daha yüksek kırmızıya kayma sonuçları: UV parlaklık fonksiyonu: parlaklık fonksiyonu ve Schechter parametre gelişimi (Bowens ve diğerleri 2015'ten)
- Eliptik gökadalar, hepsi birbirine benzeyen basit yıldız toplulukları değildir. Parlaklık ve diğer miktarlarda geniş bir aralıkta bulunurlar.
- SB profilleri
- Eliptikler muhtemelen deVaucouleurs'den daha Sersic profillerine daha uygundur, bkz.
- spiral çıkıntılar, düşük parlaklık Es, üstellerle daha iyi temsil edilebilir (örneğin burada)
- Sersic endekslerinin diğer parametrelerle korelasyonu, fiziksel bir şeyler olduğunu gösteriyor (ancak yine de uygun dejenerasyonlara dikkat edin)
- SB profilinin eğimi (Sersic ) parlaklık ile ilişkili görünüyor
- Yüzey parlaklığına karşı parlaklıklar ara parlaklıkta değişir: iki küresel sistem ailesi mi yoksa sürekli eğilim mi? bkz. Kormendy ve diğerleri 2009!
- Not eliptikler, çok çeşitli boyutlar/parlaklıklar/yüzey parlaklıkları üzerinde mevcuttur
- Bunları hesaba katan parametrik uyumlar daha karmaşık hale gelir, ör. ``nükleer yasası'':
- Eliptiklerin dağılımına bakarak gerçek şekilleri belirleyin
- dağıtım işlevi, daha soluk ve daha parlak E'ler için farklıdır.
- Parlak dev E'ler için dağılım, ya yay ya da yassı içsel şekillerle tutarsızdır: yeterli dairesel gökada yok (Tremblay ve Merritt Şekil 3).
- ancak daha sönük gökadalar, dağılım yassı, geniş ya da üç eksenli ile tutarlıdır.
- Genellikle yarıçapın bir fonksiyonu olarak yoğunluk dağılımının Fourier momentlerinin genlikleri ile tanımlanır, örn. , , ,
- Gözlemlenebilir en temel kinematik, hız dağılımı galaksisidir, merkezi hız dağılımı ile karakterize edilebilir, ancak yarıçap ile değişir
- Prensipte 3 farklı hız bileşenine sahip olabilen hız elipsoidi ile karakterize edilen 3B hız dağılımı: bir izotropik hız dağılımının 3 bileşeni de aynıdır.
- Tam 2B hız alanlarını haritalamak için integral alan spektroskopisinin artan kullanımına dikkat edin, örn. öncü SAURON anketi, takip ATLAS-3D anketi
- Bazı rotasyon profilleri (Emsellem ve diğerleri 2007'den) kinematik olarak ayrılmış çekirdeklerin varlığına dikkat çeker
- fotometrik parametreler: yüzey parlaklığı-boyut ilişkisi, yüzey parlaklığı ve yüzey-parlaklık parlaklık ilişkileri (``Kormendy ilişkileri'') (ayrıca, profil şekli, örneğin Sersik indeksi, parlaklık ile)
- kinematik vs parlaklık
- daha parlak gökadalar daha yüksek hız dağılımlarına sahiptir (Faber-Jackson ilişkisi, kabaca, ancak çok sayıda saçılma)
- daha parlak galaksilerin daha az dönüşü var
- Üç varsayım doğruysa böyle bir şey beklenebilir: Es virial dengededir, M/L parlaklıkla sistematik olarak değişir ve Es, tümü örneğin deVaucouleurs profilleri veya sorunsuz değişen profiller ile "homolog" bir aile oluşturur. diğer parametrelerle
- Bu durumda bir beklenti
- eliptik şekilden sapmalar, dinamiklerle ilişkilidir, öyle ki daha yavaş döndürücülerin köşeli olma olasılığı daha yüksektir ve daha hızlı döndürücülerin disksi olma olasılığı daha yüksektir (Kormendy ve Bender Şekil 2)
- Biri dev Es'te bulunan ve diğeri aslında nispeten hızlı döndürücüler olan çıkıntılarda bulunan iki tür kutululuk gibi görünüyor. Bunların farklı kökenlerden gelmesi muhtemeldir: makul bir şekilde, dev Es durumunda birleşmeler ve şişkinlik durumunda çubuklar/disk evrimi.
- Çekirdek özellikler, küresel şekiller ve dinamiklerle ilişkilidir: Kubbeli çekirdek gökadalar köşeli ve anizotropiktir, gök kubbeli gökadalar diskimsi ve dönerdir.
- ``normal' ve düşük parlaklık Es: önemli bir rotasyona sahiptir, neredeyse izotropik oblate sferoidlerdir, sivri uçlara sahiptir (çekirdeksiz), diskli izofonlar
- dev eliptikler: dönmeyen, anizotropik (ve üç eksenli), daha az düzleştirilmiş, sivri çekirdekli, kutulu izofonlar
- cüce küreseller (yaygın eliptikler?): daha düşük yüzey parlaklığı, temel düzlem dışında, anizotropik (eliptiklikleri için yavaş döndürücüler)
- çıkıntılar: çoklu tipler?
- bir kenara: önemli ölçüde farklı olması muhtemel küresel kümeler!
- Eliptikler genellikle kırmızıdır: imalar ağırlıklı olarak yaşlı nüfustur
- renk-parlaklık ilişkisi: daha parlak Es'ler daha kırmızıdır ayrıca geniş anketlerde de belirgindir renk-büyüklük ilişkilerinde Ancak göreceğimiz gibi, bu düzeydeki renk varyasyonları ya metaliklikten ya da yaştan kaynaklanabilir, bu nedenle yorumlama önemsiz değildir.
- Mg çizgi gücü-parlaklık ilişkisi: daha parlak Es'ler daha güçlü çizgilere sahiptir. Bu korelasyon, merkezi hız dağılımı ve hat kuvveti (ilişki) (BBF.II Şekil 3) arasındaki ilişki göz önüne alındığında, geniş bir aralıkta daha da sıkıdır. Göreceğimiz gibi, bu varyasyon yaş veya metaliklikteki değişikliklerden veya farklı ağır element bolluk oranlarından kaynaklanabilir! Mg-bağıntısı için eşit derecede ilgi çekici olan, ilişki etrafındaki oldukça küçük saçılmadır.
- bazı Es'ler daha genç bir popülasyonun imzasına sahiptir: E+A (veya k+a) galaksiler: güçlü Balmer çizgileri olan galaksiler. Nispeten nadirdir, ancak büyük olasılıkla 1 Gyr önce önemli yıldız oluşumuna sahip yıldız patlaması sonrası gökadaların göstergesidir. (örnek resimlere ve spektrumlara bakın, örneğin, Goto MNRAS 357, 937, 2006), Goto A&A 2004
- Küme ortamıyla ilişkili değil
- Bazıları son etkileşimlerin morfolojik belirtilerini gösteriyor
- Artık birçok elipsin aslında optikte görülmeyen, ancak X-ışını emisyonunda görülen önemli yıldızlararası gaza sahip olduğu biliniyor -> sıcak gaz. Mantıklı, çünkü yıldız evriminden kesinlikle bir miktar gaz bekleniyor, ancak çevreden de gaz olasılığı da var.
- Bazı eliptikler ayrıca daha soğuk gaz ve toz kanıtı gösterirler (örn. Kütleye göre tipik olarak küçük bileşenler
- "normal eliptikler": hızlı çöküş/erken oluşum, dağılan ("ıslak") ve dağılmayan ("kuru") birleşmeler
- dağınık eliptikler/dSph: dönüştürülmüş disk galaksileri? gelgit sıyırma, koç basıncı sıyırma ve taciz: rotasyonla ilgili zorlukları not edin
- SB profilleri
- Çoğu sarmal gökada, bir disk ile bir sferoidin birleşimidir.
- "Ayrıştırma" için ortak olan spiraller iki bileşene ayrılır: üstel disk + Sersic çıkıntı (örneğin, MacArthur, Courteau, & Holtzman, ApJ 582, 689 (2003)). Sorunlar: parametreler arasındaki kovaryans, 1B'ye karşı 2B, modellerin geçerliliği (üssel hakkında merkeze ekstrapolasyon yapılmasını garanti eden temel bir şey var mı?)
- Disk ölçeği uzunlukları tipik olarak birkaç kpc
- Spirallerdeki şişkinlikler, değişken Sersic indeksleri ile daha iyi uyum sağlama eğilimindedir, daha sonraki tipe doğru daha düşük indeks ile, daha küçük çıkıntılar, "klasik" çıkıntılar ile çubuklarla ilgili olabilecek ve diskten kaynaklanan çıkıntılar arasında bir ayrım olabilir.
- Çıkıntı ölçeği uzunluğu ile disk ölçeği uzunluğu arasında bir korelasyon gibi görünüyor (Macarthur, Courteau, Holtzman ApJ 582, 689 (2003), : belki bileşenler bağımsız değil mi?
- Farklı disk profili aileleri mevcuttur, örneğin Freeman tip I ve tip II profiller, bir çubuk veya tozla ilgili olabilir
- Bazı spiraller, 4 disk ölçek uzunluğu civarında kesme ile, sistemlerde kenarda daha kolay görülebilen, kesik disklere sahip gibi görünmektedir (bakınız, örneğin van der Kruit konuşması
- Diskler her zaman tam olarak düz değildir, örn. dış bölgelerdeki eğrilikler (bkz., örneğin van der Kruit konuşması
- Spiral galaksilerin yıldız haleleri vardır: M31'deki Samanyolu'nda yıldızların 200 kpc olduğu tespit edildi! NGC 891 ve M31'deki yıldız akışları, Samanyolu "akarsu alanı" ve bazı modellerde, yıldız halelerinin önemli bir altyapıya sahip olduğu giderek daha fazla kabul edilmektedir.
- tipik ölçek yükseklikleri kabaca 0,1 disk ölçek uzunluğunun
- daha parlak galaksiler daha kalın disklere sahip olabilir
- Samanyolu'nda ve diğer bazı dış galaksilerde, tek bir üstel uygun değildir ve ince artı kalın bir disk fikrine yol açan iki üstel toplamı kullanılmıştır. Kalın disk, hız ve kimyasal uzayda da görülebilir. Bunların farklı bileşenler olup olmadığı ve kalın diskin kökeni hakkında çok fazla tartışma, örn. son Bovy ve diğerleri makaleleri: ısıtma, birleşme, baş aşağı oluşum, radyal göç.
- Birçok disk gökada (1/3 ila 1/2), çeşitli morfolojilere (halkalar, vb.) sahip çubuklara sahiptir. Tipik eksen oranları 2,5 ila 5
- Çubuklar, kütle yoğunluğunda önemli değişiklikleri temsil eder, 2-3 faktör
- Kenardan bakıldığında çubuklar çıkıntı gibi görünebilir, örn. fıstık şeklindeki çıkıntılar
- Diskteki dinamik kararsızlığın sonucu olarak olası biçim, dahili ve harici tetikleyici hakkında tam olarak net değil
- Uzun yörüngelerdeki yıldızlardan oluşması muhtemel çubuklar
- Samanyolu yapısı (Bland-Hawthorn ve Gerhard, 2016 ARAA): disk, iç çubuk/çıkıntı (2 kpc), uzun çubuk (5 kpc), fıstık şeklinde çıkıntı
- Kollar mavi ışıkta daha yaygındır, ancak kırmızı ışıkta ve gazda da bulunur, bu nedenle tamamen genç yıldızlardan değil
- Spiral kollarda genel kütle kontrastı çok büyük değil
- Spiral kollar genellikle "sonda"dır (hangi tarafın önde olduğunu bilmek gerekir!), yani sarmal rüzgarlar dönüşün arkasında
- dengesizlikler ve diferansiyel rotasyon muhtemelen farklı tipte spiral yapıların sürülmesinde rol oynar, ancak en azından büyük tasarım, aksi takdirde diferansiyel rotasyondan çok hızlı saracakları için yoğunluk dalgaları olmalıdır.
- Gökada dönüşünü ölçme - optik olarak ve HI kullanarak (her ikisi de uzamsal olarak çözümlenmiş, örneğin VLA ve çözümlenmemiş veriler). Spiraller genellikle sadece dönüş eğrileri ile karakterize edilirken (Vogt ve diğerleri 2004'ten), hız alanları 2B'dir:
- HI kinematik verilerine bakmanın birkaç farklı yolu (Swaters ve diğerleri 2002'den)
- hız kodlu renk (NRAO'dan)
- Örümcek diyagramları
- PV diyagramları: herhangi bir konumdaki hızın yayılmasını not edin: tepe hızın konumu, o konumdaki maksimum hızı vermeyebilir
- Çözümlenmemiş HI profillerinden, çizgi genişlikleri ile karakterize edilen dönüş, örn. , (tepe çizgisi akışının yüzde 50, yüzde 20'sinde genişlik)
- Eğrilerin her zaman mükemmel şekilde düzenli olmadığını, örneğin diskteki yapı ile ilgili özelliklere sahip olabileceğini unutmayın: bunların doğası 2B hız verilerinde daha net olabilir, örn. NGC 5383. Diskin içinde dönmeye göre gaz hareketleri ve bazı iç hız dağılımları da olabileceğine dikkat edin, örn., UGC8508
- rotasyondan büyük ölçekli sistematik sapmalar olabilir, örneğin çubuklardaki akış hareketleri
- hız elipsoidinin izotropik olmadığına dikkat edin
- daha kırmızı (ortalama olarak daha yaşlı) popülasyonlar için hız dağılımı artar, bu popülasyonlar için "asimetrik sürüklenme" adı verilen dönüş hızının düşmesine ve yörüngelerin eliptikliğinin artmasına (radyal "bulanıklaşma") yol açar
- Geleneksel yorum, hız dağılımının disklerdeki alt yapı ile yerçekimi etkileşimleri nedeniyle artmasıdır, örn. sarmal kollar, moleküler bulutlar
- Alternatif yorum, daha yaşlı yıldızların daha yüksek dikey hız dağılımı ile doğduğudur, örneğin daha kalın bir diskten: baş aşağı gökada oluşumu (ancak daha sonra ısınma meydana gelecektir)
- Nispeten küçük dağılıma dikkat edin! Mesafe göstergesi olarak kullanışlı
- Dağılım, eliptiklerden farklı diğer parametrelerle (örneğin yarıçap veya yüzey parlaklığı) iyi bir şekilde ilişkili görünmüyor
- Ölçeklendirme ilişkileri için çeşitli "açıklamalar" önerilmiştir (örneğin, Courteau ve diğerleri, 2007'deki ekler), aynı uyarılar ve sınırlamalarla, temel düzlem için tartıştığımız çizgide.
- Ölçekleme ilişkileri, galaksi oluşum modelleri için güçlü bir kısıtlama sağlar
- HII bölgelerinden gelen emisyon çizgileri -> mevcut yıldız oluşumu.
- Genç yıldızlar ışığa hakim olduğundan, entegre ışıktan yaşlı yıldızlar hakkında bilgi edinmek daha zor
- Çoğu diskte renk gradyanları vardır: yaş ve/veya metaliklik gradyanları emisyon çizgileri metaliklik gradyanlarını gösterir
- çıkıntılar: Peletier ve Balcells gözlemleri çıkıntı ve disk renklerinin korelasyonunu gösterir: çıkıntılar her zaman kırmızı değildir. Yine, çıkıntılar ve diskler bazı ortak kökenleri paylaşıyor mu?
- gaz kütle fraksiyonları, %5 ila %80 arasında önemli olabilir! Nötr HI gaz fraksiyonları (Catinella ve diğerleri 2010'dan): 1) daha düşük yıldız kütlesi, 2) daha düşük yıldız kütlesi yüzey yoğunluğu, 3) daha düşük konsantrasyon, 4) daha mavi renk için daha yüksek gaz fraksiyonları
- Gaz, özellikle düşük kütleli/parlaklıklı gökadalar için kütlece önemli bir bileşen olabileceğinden, insanlar baryonik Tully-Fisher ilişkisini (Gurovich ve diğerleri 2010'dan, sol yıldız kütlesidir, sağda gaz kütlesini içerir) dikkate aldılar. yıldız TF bağıntısından daha az saçılma, bunun yıldız kütlesinin parlaklıktan tahmin edilmesini gerektirdiğine dikkat edin (daha sonra!)
Chandra derin alanları: Uzak aktif galaktik çekirdekler ve X-ışını yayan galaksiler üzerindeki perdeyi kaldırmak
3.2 AGN etkinliği için elverişli ana gökada özellikleri
Ne tür ev sahibi galaksi ortamları en çok AGN dostudur? Bu, geniş bir kırmızıya kayma aralığında (en fazla) yapılan çok sayıda gözlemsel çabayı davet eden bir sorudur. z Şekil 3–4) ve birçok ilginç sonuç elde edin, örneğin: (1) Uzak X-ışını AGN ev sahibi gökadaları, AGN fraksiyonu (belirli bir AGN kesme parlaklığının üzerinde) daha büyük yıldızlara doğru güçlü bir şekilde arttığı için tipik olarak AGN olmayan gökadalardan daha büyüktür. kütleler (örn., Akiyama, 2005 Papovich, 2006 Alonso-Herrero, 2008 Brusa, 2009b Xue, 2010 Aird, 2012 Mullaney, 2012a Wang, 2017 bakınız Şekil 15'teki Satır (d)). (2) Galaksi popülasyonları arasında, çoğunluğu kırmızı(-sıralı) ve mavi(-bulut) galaksiler ve azınlık yeşil(-vadi) galaksiler arasında yer alan bir renk çift modu vardır (örn., Strateva, 2001 Bell, 2004 Brammer , 2009 Xue, 2010 bakınız Şekil 15'teki Satır (a)). X-ışını AGN ev sahibi gökadalarının genellikle optik olarak AGN olmayan gökadalardan daha parlak ve daha kırmızı olduğu bulunmuştur (örneğin, Barger, 2003b Nandra, 2007 Silverman, 2008b Xue, 2010 Bongiorno, 2012). Bununla birlikte, yıldız kütlesi eşleşmeli örnekler göz önüne alındığında, hem AGN konakları hem de AGN olmayan gökadalar benzer renklerle karşılaştırılabilir şekilde parlaktır ve AGN fraksiyonu büyük ölçüde sabittir veya hatta kırmızı ana renklere doğru hafifçe azalır (örneğin, Silverman, 2009 Xue, 2010). Rosario, 2013a Hernán-Caballero, 2014 bkz. Şekil 15'teki Satır (b)). (3) Çoğu X-ışını AGN'si, AGN fraksiyonunun daha yüksek SFR'lere doğru önemli ölçüde artmasıyla, yıldız oluşturan ve yıldız patlaması konaklarında bulunur (örneğin, Silverman, 2009 Xue, 2010 Rafferty ve diğerleri, 2011 Rosario, 2013a Wang, 2017). Bununla birlikte, kütle uyumlu numuneler incelendiğinde, bir kez daha, daha büyük SFR'ler üzerinde yükselen AGN fraksiyonunun yukarıdaki eğilimi daha az belirgin hale gelir ve hatta saptanamaz hale gelir ve AGN konakçıları ile yıldız arasında yıldız oluşum özellikleri açısından belirgin bir fark yoktur. - oluşturan ana dizi gökadaları (örneğin, Xue, 2010 Mullaney, 2012a, bkz. Şekil 15, Satır (c)). (4) X-ışını AGN konakçılarının ilk morfolojik çalışmaları, bu AGN'lerin tercihen şişkinliğin hakim olduğu sistemlerde bulunduğunu göstermektedir (örn., Grogin, 2005 Pierce, 2007). Bununla birlikte, kütle eşleştirme tekniği bir kez daha sihri yapar: AGN konakçılarının morfolojik türleri ile AGN olmayan gökadalar arasındaki açık farklar çoğunlukla AGN ve gökada örnekleri kütle olarak eşleştirildiğinde kaybolur, yani X-ışını AGN'leri geniş bir aralıkta bulunur örneğin disk baskın, şişkinlik baskın, düzensiz ve nokta benzeri morfoloji sınıflarını (veya basitçe bozulmamış ve bozulmuş sınıflar olarak kategorize edilmiş) içeren konak-galaksi türlerinin Şekil 16).
15. [Satır (a)] AGN olmayan galaksiler için (siyah histogramların toplam sayıları açıklamalı) çeşitli kırmızıya kayma aralıklarında kalan çerçeve toz yok oluşu düzeltilmiş U − V renginin (kutu boyutu = 0.1) normalleştirilmiş (tepe=1) histogramları; bir renk çift modalitesi görüntüler. En uygun iki Gauss bileşeni, toplamları kırmızı düz eğriler olarak gösterilen mavi noktalı eğrilerle gösterilir. [Satırlar (b–d)] Dinlenme çerçevesi U - V ana bilgisayar renginin bir fonksiyonu olarak AGN fraksiyonu (Δ ( U - V ) = 0,4 bölmelerinde), SFR (Δ logSFR = 0,5 bölmelerinde) ve M⋆ (Δ log ( M ☆ ) = 0,5 ) kutularında farklı z ve LX sırasıyla bidonlar. Sıra (b)'deki yeşil dikey çizgiler, mavi ve kırmızı gökadaları ( Bell, 2004 ) ayırma şemasına göre kabaca ayırmaktadır. Günlük(M⋆) Satır (b) ve (c)'de ≥ 10.3 kesim, güvenilir karşılaştırma için AGN konakçılarının ve AGN olmayan gökadaların kütle uyumlu örneklerini etkin bir şekilde sağlar (ayrıntılar için ana metne bakın). Xue'den (2010) uyarlanmıştır. (Bu şekil efsanesindeki renk referanslarının yorumlanması için okuyucu bu makalenin web versiyonuna yönlendirilir.)
Şekil 16. (Üst) Kesri z ≈ 2 karartılmamış/orta derecede karartılmış (yeşil semboller) ve çok belirsiz (mor semboller) kullanılarak sınıflandırılan çeşitli bozulma sınıflarına sahip MIR-aydınlık kuasar konakları YHT F160W görüntüleri (örneğin, 6 arksn × 6 arksn kesitleri için Alt'a bakın). ( Koçevski, 2012 ) z ≈ 2 AGN (siyah semboller) ve AGN olmayan (gri semboller) örnekler karşılaştırma için gösterilmiştir. Del Moro'dan (2016) uyarlanmıştır. (Bu şekil efsanesindeki renk referanslarının yorumlanması için okuyucu bu makalenin web versiyonuna yönlendirilir.)
Yukarıdaki X-ışını AGN sonuçlarına dayanarak, AGN aktivitesi için muhtemelen elverişli olan çeşitli konak gökada özellikleri (örneğin, yıldız kütlesi, optik parlaklık ve renkler, SFR ve morfoloji) arasında, yıldız kütlesinin temel itici gücü oynadığı açıkça görülmektedir. diğer özellikler ikincil bir rol oynarken, kütle-ışık/parlaklık (örn., Zibetti ve diğerleri, 2009), kütle-renk (yani, büyük gökadalar genellikle daha kırmızı olma eğilimindedir, örn. , Xue, 2010), kütle-SFR (yani yıldız oluşumu ana dizisi örn., Elbaz, 2011) ve kütle morfolojisi (yani, E/S0 galaksileri genellikle daha yüksek kütleli popülasyona hakimdir örn., Bundy ve diğerleri., 2005 ) korelasyonlar. AGN aktivitesini tetiklemede yıldız kütlesinin baskın rolünün fiziksel olarak makul birkaç nedeni vardır, örneğin, büyük gökadalar (1), gazın gökada merkezlerine düşmesini ve nihayetinde SMBH'lerin yakıtını sağlamak için daha güçlü yerçekimine sahiptir, (2) nükleer olma olasılığı daha yüksektir. gaz girişini verimli bir şekilde indüklemek için çubuklar ve (3) çevrelerinden gaz toplamaya daha yatkın olan daha büyük SMBH'lere sahip olma eğilimindedir (ayrıntılar için bkz., örneğin, Yang, 2017, Bölüm 4.2). Bu nedenle, AGN aktivitesi için en elverişli koşullar, büyük bir ev sahibi gökada ve büyük bir gaz rezervuarı gibi görünmektedir (örneğin, Silverman, 2009 Vito, 2014b). Gökada yıldız kütlelerinin renklerden ve parlaklıklardan daha güvenilir bir şekilde tahmin edilebilmesi gerçeğiyle birlikte (örneğin, van Dokkum, 2006), sonuç olarak, gökadaların ve SMBH'lerin evrimsel çalışmaları en iyi yıldız kütleli seçilmiş örnekler (örneğin, van Dokkum, 2006 Kriek, 2008) ve/veya kütle-uyumlu örnekler (örneğin, Silverman, 2009 Xue, 2010). Bu nedenle, kütle uyumlu numunelerle elde edilen yukarıdaki sonuçların sindirilmesi, en az iki noktayı açıkça gösterir: (1) X'in birçok fiziksel özelliği (örneğin, optik parlaklık ve renkler, SFR ve morfoloji) arasında esasen önemli bir fark yoktur. -ışınlı AGN barındırıcıları ve geniş bir kırmızıya kayma aralığında eş zamanlı AGN olmayan gökadalar (ancak bkz., örneğin, Mullaney, 2015b Wang, 2017) ve (2) şu anda orta parlaklıkta X-'ten gelen geri bildirim etkilerine ilişkin güçlü doğrudan gözlemsel bir kanıt görünmemektedir. ray AGN'leri (örn., Xue, 2010 Bongiorno, 2012 Rosario, 2013b Azadi, 2017, ancak bkz., örneğin, Wang, 2017). 10
Gaz açısından zengin ana birleşmeler ve uzak AGN'lerin tetiklenmesi, genellikle teorik hususlarda yakından ilişkilidir (örneğin, Sanders ve diğerleri, 1988 Di Matteo ve diğerleri, 2005 Hopkins ve diğerleri, 2008). Bununla birlikte, gözlemsel olarak, AGN popülasyonunun sadece ≲ %20'si z ≈ 0–2,5, teorik beklentilerin çok altında olan büyük birleşmelerin (örn., Koss ve diğerleri, 2010 Silverman, 2011 Kocevski, 2012 Cotini ve diğerleri, 2013 Villforth, 2014) açık imzalarına sahiptir. İlginç bir şekilde, son morfolojik araştırmalar, büyük birleşmelerin yalnızca en parlak AGN'leri tetiklediğini (örneğin, Treister ve Urry, 2012 Rumbaugh, 2017 ancak bkz. 2017 ), etkileşimler veya birleşmeler (örn., Kocevski, 2015 Lanzuisi, 2015a Del Moro, 2016). Özellikle, (Del Moro, 2016) z ≈ 2 MIR-ışıklı kuasarlar ve oldukça belirsiz kuasarların bozulmuş morfolojileri olan galaksilerde bulunma eğiliminde olduğunu, karartılmamış/orta derecede gizlenmiş kuasarların tercihen bozulmamış konaklarda yattığını, ancak bozulmuş kuasar konaklarının yalnızca azınlığı ( ≈ %40) oluşturduğunu bulun. diğer bulgularla (örn., Kocevski, 2015 Lanzuisi, 2015a) tutarlı olan örneğin tamamı (bakınız Şekil 16). Yukarıdaki sonuçlar, galaksi çubukları ve disk kararsızlıkları gibi seküler süreçlerin ve ayrıca küçük birleşmelerin, çoğunluk AGN popülasyonları için ana yakıt mekanizmaları olabileceğini göstermektedir. Bu nedenle, gelecekteki morfolojik çalışmaların, olası her bir AGN yakıt ikmali mekanizmasının ilgili katkısını, örneğin, bir fonksiyonu olarak güvenilir ve doğru bir şekilde ölçmek için çekici olmaya devam etmektedir. LX ve kırmızıya kayma.
Zamanın bir fonksiyonu olarak bir yıldızın parlaklığının evrim eğrisini ne etkiler? - Astronomi
QSO'lar, bazı BL Lac nesneleri ve en güçlü radyo galaksileri (ki bu zaten ele aldığımız bir sorun olan kırmızıya kayma mesafelerinde) büyük yeniden inceleme sürelerinde (bugünlerde Hubble süresinin %80'inin ötesinde) tespit edilebilecek kadar aydınlıktır. ) ve çekici kozmolojik sondalar sunmak için yeterince uzun yol uzunlukları ile. (Görebildiğimiz kadarıyla) aktif çekirdek olduklarından (galaksilerin), onları galaksi evriminin dolaylı göstergeleri olarak ve galaksi disklerinin ve galaksiler arası bulutların absorpsiyon çizgisi çalışmaları için arka plan ışık kaynakları olarak kullanmayı da umabiliriz. Uygulanan başlıca testler şunları içerir:
Biz burada uzay yoğunluklarını birlikte hareket eden koordinatlarda ele alıyoruz, böylece (1+z)³, Hubble genişlemesi nedeniyle hesaba katılır.
Sayı sayıları: Aynı parlaklığa sahip herhangi bir kaynak seti için L ve sabit uzay yoğunluğu r , düz uzay-zaman yaklaşımında akıların gözlenen dağılımı S daha parlak kaynakların sayısına sahip olacak S tarafından verilen N(> S)
S -3/2 veya log N(> S) = const - 1.5 log S, bu nedenle bir log N - log S ilişkisi okunur. Bu, herhangi bir bireysel değer için geçerli olduğundan L, aynı zamanda herhangi bir gelişmeyen parlaklık fonksiyonu F (L) için de geçerlidir. This may be applied without redshift information, so that it has been done effectively for extragalactic radio sources over a range exceeding five orders of magnitude in flux. Independent of one's redshift model, substantial changes in the luminosity function or space density of quasars and radio galaxies have occurred. This is demonstrated by the plot from Windhorst et al (1993, Fig. 3 from ApJ 405, 498, courtesy AAS), shown in the typical fashion normalized to the Euclidean expectation (slope 2.5 because these are differential rather than integral counts) to highlight departures:
The important features are (1) an initial rise from the very highest fluxes (too many faint sources), (2) a strong drop as one goes fainter (can be modelled by source evolution), and (3) another excess of very weak sources (possibly a different population, including starbursts and normal spirals what Condon has called the dregs of the universe). Identifications of very weak radio sources at faint optical levels suggest that interaction-triggered starbursts at moderate redshift start to dominate at these levels (Windhorst et al. 1995 Nature 375, 471).
Much of the power of source counts is in telling that bir şey has changed over cosmic time, independent of any but the most general assumptions (we don't need thousands of redshifts, for example). One must be able to assemble certifiably complete samples, which is tough for optical data. Also, just what changes may be quite model-dependent. The distinction between evolution of the source population in density and in luminosity may be quite subtle, though it has markedly different physical consequences. Also one might deal with evolution in duty cycle, if AGN are a stage that much of the galaxy population goes through for some fraction of the time the consequences of different duty cycle might be manifested in the mass function of central black holes today.
SchmidtV/Vm test (ApJ 151, 393, 1968) uses the fact that any selection technique has some limiting flux or magnitude, and that we would ordinarily expect to find objects anywhere within the associated volume unless they occur preferentially at larger distances (greater lookback times). If we see individual objects at distances $obs and expect to detect them to $limit, then for a nonevolving population we would have the quantity
uniformly distributed from 0 to 1 for whole samples. Any error in the assumed limiting magnitude can only reduce the mean value. Observed samples of QSOs give V/Vm = 0.51 - 0.66, so there must be a real local decrease in quasar number density. In practice, various corrections for color and emission-line properties are necessary (see Weedman chapter 6). Selection effects such as having the wrong limiting flux can only make the mean value of V/Vm less than 0.5, so that higher values may be taken as either a strong geometrical effect or evidence for some kind of evolution in the luminosity function. If we were sure of our world model, we could use a luminosity-distance formulation instead of simple r in calculating V/Vm. As set out by Schmidt 1968, we then use as a distance measure not just cz/H0 but multiply this by
This and related techniques show a strong increase in the number of luminous QSOs with increasing redshift up to about z=2.5, with the comoving density varying approximately as (1+z) 5 .
Luminosity-function evolution. We would really like to know not only that something about the AGN population changes with cosmic time (redshift), but what. It might be the total number of AGN, the characteristic luminosity of each one, or the duty cycle of intermittent activity - the fraction of time a typical object spends in an ``on" state. One approach to sorting these out is to watch the luminosity function change with redshift. There exist redshift-dependent selection effects in optical surveys, so we need to sidestep these here. Most prominent are those for color and objective-prism selection. Below redshifts of 0.4 or so, QSOs almost uniformly appear much bluer than faint high-latitude stars. At z
0.4, Mg II l 2798 emission leaves the U band and makes QSO colors less distinct. Similarly, at very high redshifts Lyman a emission dominates as soon as it passes the bluer passband of a pair QSOs become quite red. Multicolor selection reduces confusion with stars, but there remains nonuniform selection probability with redshift especially for faint objects. Similar effects occur in objective-prism surveys for emission-line objects there are redshift ranges in which the only accessible emission lines are rather weak and only the brightest (or unusually strongest-lined) objects will be found.
To work around these problems, one might (a) look at only a set of redshift ranges for which selection is very efficient (Weedman ch. 6, Gaston 1983 ApJ 272, 411), or (b) use complete magnitude-limited samples and fit a model incorporating known selection functions (Schmidt and Green 1983 ApJ 269, 352). Further integral limits on the unseen part of the LF are provided by the diffuse X-ray and extreme UV backgrounds (Olbers' paradox revisited - we don't see quasars covering the sky either). Results indicate that the shape of the LF doesn't change much except at low luminosities, but that there are far fewer QSOs now than there were at z=2.5.
There have been many attempts to extend our knowledge of QSO evolution to higher redshifts. If galaxies are needed to host QSOs, the highest-redshift QSOs would be telling us when galaxies have to have already formed, and maybe what the rate of galaxy formation was. It is interesting (if not slightly suspicious) that some QSOs at z
3 are not very faint (visual magnitudes 16-18). The current redshift record is 5.80 (as of November 2000 with the first round of SDSS objects, Fan et al. 2000 AJ 120, 1167). Objects at redshifts above 4 have been found via multicolor searches, slitless spectroscopy, and incredibly in one case by sheer accident while observing an unrelated radio galaxy. There are still far too few high-redshift AGN to continue the trend seen up to z
2.5, something happened to the QSO population. This might have been
Up to redshift 2.5, the main effects are of increasing number and flattening toward higher luminosities, shown in fig. 4 of Schmidt and Green (courtesy of the AAS):
This schematic behavior has held up in later studies, while at higher redshift the observed numbers are increasingly deficient compared to extrapolations of this behavior. This has been reviewed by, for example, Shaver et al. 1996 Nature 384, 449) from which the following plot was adapted:
The implications of quasars at redshifts z> 4 have been discussed by Turner 1991 (AJ 101, 5), and are only getting stronger as a few objects turn up at higher and higher redshift. Generally, galaxies must have formed by z=5 or even better z=10 to expect enough dense cores to make high-redshift quasars. He cautions that beaming or gravitational amplification, if either operates differently on this population than for other QSOs, would complicate the analysis tremendously. There has been an explosion in the number of high-redshift quasars known, with 104 listed above z=4.0 in the 9th edition of the Veron-Cetty and Veron catalog. And this, of course, was before the SDSS color-selected samples became available.
There is a serious worry about whether we can see many objects at these pathlengths free of degradation by intervening material (via dust extinction, Lyman-limit absorbers, or the accumulation of narrow Lyman- a lines) or gravitational distortion, and thus about whether what we see is what we get. Heisler and Ostriker (1988 ApJ 332, 543) looked at the effects of dust in intervening galaxies. Virtually all high-redshift objects are seen through the disks of several foreground galaxies (a.k.a. metal-absorption-line systems) which might contain significant dust. This would have the effect of hiding very distant objects (optical depth t
(1+z) 2.5 ). In flux-limited samples, we would have missing rather than reddened objects. A key test here is whether there are enough faint radio sources to be the obscured QSOs, and whether there are many optically unidentified X-ray sources of appropriate flux. Also, at longer path lengths the probability of gravitational amplification goes up, since there is more spacetime volume for lens galaxies to be effective (they work best about midway in proper distance between the QSO and us). It seems clear that such effects contaminate QSO samples to some extent, but probably not in a statistically significant way at least to z
2 typical spiral-disk opacities today seem to be rather less than they assumed (modesty forbids, but see ApJ 542, 761, 2000), and would have been even smaller at the more relevant early epochs, with fewer generations of massive stars to enrich the ISM.
In all these issues, there is a nontrivial transformation between what we can trace - statistical changes in the source population - and where this actually happens - physical properties of individual objects. For example, on might consider that the luminosity function of QSOs might change either by the objects as a class varying their energy output (pure luminosity evolution) or by the actual comoving density of objects above some threshold changing (pure density evolution). This might in turn reflect a different typical duty cycle or phase of accretion in the earlier Universe.
Cosmology with Active Nuclei as Probes
It has long been seductive to try probing the world model of cosmology by trying to use AGN as standard candles or standard measuring rods. Radio galaxies seen at 2.2 microns have a very well-behaved Hubble diagram, and for a while it appeared that radio QSOs with flat-spectrum core sources showed a neat relation between luminosity and equivalent width of C IV l 1549 emission (the Baldwin effect, as in Nature 273, 431, 1978, which seems to have been the result of sheer bad luck in object selection and has just about gone away with recent data collections).
We can also use AGNs to probe the properties of galaxies along our line of sight to them, galaxies that are in many cases individually impossible to detect directly, by studying their influence on the propagation of light from the distant AGN. This may be in the form of gravitational lensing (which we've already treated) or absorption-line systems. Aside from the Lyman a forest, these include metal-line systems, damped Lyman a systems, and Lyman-limit systems. All three of these are telling us about some kind of gas-rich galaxy. Much of the controversy is how we are to associate them with the sorts of galaxies seen in our neighborhood to derive evolutionary changes.
Metal-line systems have been reviewed in several chapters of QSO Absorption Lines: Probing the Universe, and are considered important enough to have driven one of the few initial Key Projects for HST. Various species are seen in absorption depending on the absorber redshift zkarın kasları < zem: Lyman a , Mg I, Mg II, Fe II, C I, C IV, various species of Si, N, O. Complex velocity structure may be present sometimes associated H I absorption at (1+z) × 21 cm may be found. The column densities involved are hard to assess because of uncertainties in ionization structure. Some similarity is found with the hot ISM in our galactic halo, but we sample different regions for these kinds of observations and the ionization match is still poor. There is some evidence that the absorbers are starburst galaxies because (1) there is a problem with spatial extent for normal galaxies, and starbursts are known to blow gas away in winds, and (2) the ambient QSO UV radiation field is not strong enough to ionize the gas as strongly as the absorption-line ionization levels suggest. In fact, the nearby galaxies identified with QSO absorption lines of Ca II and Na I are systematically high in SFR for their morphological types (Caulet and Keel, should have been published years ago). Also, objects at intermediate redshift z
0.5 for which Mg II can be seen from the ground and optical identification is possible look like some sort of starbursts. It is still not clear whether we are dealing with dwarf or luminous galaxies as the dominant absorbers. The evolution in comoving density with redshift is at most mild, unlike the Lyman a forest (essentially metal-free) systems.
Damped Lyman bir systems> have much higher column densities in absorption, so that the H I resonance line is in a different part of the curve of growth. These are taken to be genuine disk galaxies, and extensive surveys (for example Wolfe et al 1986 ApJSupp 61, 249) have been carried out in hopes of watching spiral disks evolve. Straightforward assumptions indicate that these contain most of the neutral gas in teh Universe for a wide range of redshift. Metal lines are associated with these systems as well. A sample is shown by Turnshek et al 1989 ApJ 344, 567, by permission of the AAS):
Note the broad Lyman a absorption trough. A fascinating recent finding is that the metal abundances in these systems increase systematically with cosmic time, although they do not reach the levels seen in galactic stars of similar age (Lu et al. 1996 ApJSuppl 107, 475).
Many of these are also Lyman-limit systems, in which the optical depth at the Lyman edge is unity or greater. These are recognized by a step down in flux at the Lyman edge at the absorber (not QSO) redshift, frequently to zero detectable flux. The Milky Way is a Lyman limit absorber from our vantage point in every dirction at z=0. Various treatments are given by Tytler (1982 Nature 298, 427), Bechtold et al 1984 (ApJ 281, 76) and Lanzetta (1988 ApJ 332, 96). An example is shown by Sargent, Steidel, and Boksenberg (1989, ApJSuppl 69, 703, courtesy of the AAS):
Lanzetta found that these systems seem to have constant comoving space density, and that the Mg II metal-line systems seem to be disappearing relative to Lyman-limit systems.
These systems may also be sought in BL Lac objects, avoiding confusion with emission-line or BAL structure but introducing the problem that we may not know the AGN redshift except as the redshift at which the Lyman a forest disappears.
Title: Evolution of a proto-neutron star with a nuclear many-body equation of state: Neutrino luminosity and gravitational wave frequencies
In a core-collapse supernova, a huge amount of energy is released in the Kelvin-Helmholtz phase subsequent to the explosion, when the proto-neutron star cools and deleptonizes as it loses neutrinos. Most of this energy is emitted through neutrinos, but a fraction of it can be released through gravitational waves. We model the evolution of a proto-neutron star in the Kelvin-Helmholtz phase using a general relativistic numerical code, and a recently proposed finite temperature, many-body equation of state from this we consistently compute the diffusion coefficients driving the evolution. To include the many-body equation of state, we develop a new fitting formula for the high density baryon free energy at finite temperature and intermediate proton fraction. Here, we estimate the emitted neutrino signal, assessing its detectability by present terrestrial detectors, and we determine the frequencies and damping times of the quasinormal modes which would characterize the gravitational wave signal emitted in this stage.
Erişim seçenekleri
1 yıl boyunca tam dergi erişimi elde edin
Tüm fiyatlar NET fiyatlardır.
KDV daha sonra ödeme sırasında eklenecektir.
Vergi hesaplaması ödeme sırasında kesinleşecektir.
ReadCube'de zaman sınırlı veya tam makale erişimi elde edin.
Tüm fiyatlar NET fiyatlardır.
Luminosity Function
an empirical relation characterizing distributions of stars by luminosity or by absolute stellar magnitude. The luminosity function ϕ(M) makes it possible to determine the fraction N of stars located in some volume of space that have absolute stellar magnitudes lying in the range from M için M + dM. Sometimes, the function Ф(M) = D(r)ϕ(M), which makes it possible to calculate the absolute number of stars of a given stellar magnitude occurring in a unit volume (usually 10 3 parsec 3 ), is called the luminosity function. Here, D(r) is the density of stars in space. In some cases, the luminosity function is considered for stars of different spectral classes.
Various methods of determining the luminosity function have been worked out in any method, the main difficulty is to introduce corrections that allow for the incompleteness of the data used. The function ϕ(M) can be determined by isolating a number of stars up to some apparent stellar magnitude and determining by some method the absolute stellar magnitude M for each star. It is necessary to remember that stars of different luminosity are located at different distances from the observer and thus exist in different volumes of space. If all the known stars within some distance are selected for use in determining ϕ(M), then such a selection will not affect the computed result as much however, this method does not permit the determination of the density of stars of high luminosity, since the probability that they will fall within a small volume (less than 10 par-secs in cross section) is small, and only within such a distance from the sun may all stars be assumed to be known.
An indirect method of determining the luminosity function is based on the statistical relations between the parallaxes, proper motions, and apparent stellar magnitudes. This method was first used by J. Kapteyn in 1902 and was later used repeatedly by other investigators.
The luminosity function for the neighborhood of the sun is shown in Figure 1. The function exhibits appreciable asymmetry. Initially, as the luminosity decreases, the function increases, reaching a maximum at M &asymp + 15 it then begins to decrease rapidly. This decrease, however, is apparently due to the incompleteness of our knowledge of stars of low luminosity.
The type of luminosity function depends on the composition of the stellar population and is different for different parts of the Galaxy. Given the luminosity function, it is possible to estimate the total mass of stars in the Galaxy on the basis of the mass-luminosity relation and to determine the stellar density by solving the integral equations of stellar statistics.
Abstract
The formation of Jupiter is modeled via core-nucleated accretion, and the planet's evolution is simulated up to the present epoch. Throughout the phases when the planet acquires most of its heavy-element content, the calculation of solids' accretion accounts for interactions with an evolving disk of planetesimals. The phase of growth from an embryo of a few hundred kilometers in radius until the time when the accretion of gas overtakes solids' accretion was presented by Dɺngelo et al. (2014), and the same numerical methods are applied here. Those calculations followed the formation for about 4 × 10 5 years, until the epoch when the heavy-element and hydrogen/helium masses were MZ ≈ 7.3 and MXY ≈ 0.15 Earth's masses (M⊕), respectively, and M ̇ XY ≈ M ̇ Z . Herein, the calculation is continued through the phase when MXY grows to equal MZ , at which age, about 2.4 × 10 6 years, the total mass of the planet is Mp ≈ 20 M⊕. About 9 × 10 5 years later, Mp is approximately 60 M⊕ ve MZ ≈ 16 M⊕, three-quarters of which are delivered by planetesimals larger than 10 km in radius. Around this epoch, the contraction of the envelope dictates gas accretion rates a few times 10 −3 M⊕ per year, initiating the regime of disk-limited accretion, whereby the planet can accrete all the gas provided by the disk, and its evolution is therefore tied to disk's evolution. Growth is continued by constructing simplified models of protosolar accretion disks that evolve through viscous diffusion, winds, and accretion on the planet. Jupiter's formation ends after ≈ 3.4–4.2 Myr, depending on the applied disk viscosity parameter, when nebula gas disperses. The young Jupiter is 4.5–5.5 times as voluminous as it is presently and thousands of times as luminous,
- Eliptikler muhtemelen deVaucouleurs'den daha Sersic profillerine daha uygundur, bkz.