Связь между скоростью рождения звезд и морфологией галактики

[iwndr]

Собственно, интересует вопрос: есть ли связь между скоростью рождения звезд и типом галактики?

Как известно (F. H. Shu - The Physical Universe – An Introduction to Astronomy), большой вклад массивных ("синих") звезд в спектр галактики означает, что в галактике происходят процессы рождения звезд. Но мы также знаем, что процессы рождения происходят, в основном, в спиральных галактиках. Означает ли это, что при измерении SED галактики, отношение (поток энергии через синий фильтр) / (поток энергии через красный фильтр) будет больше для спиральных галактик? Можно ли вообще судить о скорости рождения звезд по значению данного отношения? Иными словами - что характеризует спектр скопления молодых звезд?

[Pphantom]

iwndr в сообщении #1310675 писал(а):

Собственно, интересует вопрос: есть ли связь между скоростью рождения звезд и типом галактики?

Если под "скоростью рождения звезд" понимается темп звездообразования (суммарная масса образующихся в галактике за единицу времени звезд) - да, в неправильных и спиральных галактиках он больше, чем в эллиптических. А если характерное время, требующееся на формирование одной отдельной звезды (или что-то подобное) - нет.

iwndr в сообщении #1310675 писал(а):

Но мы также знаем, что процессы рождения происходят, в основном, в спиральных галактиках.

И неправильных.

iwndr в сообщении #1310675 писал(а):

Означает ли это, что при измерении SED галактики, отношение (поток энергии через синий фильтр) / (поток энергии через красный фильтр) будет больше для спиральных галактик?

В общем, да, хотя действительно заметной будет разница между неправильными и эллиптическими галактиками. Для спиральных и эллиптических она тоже есть, но существенно меньше.

iwndr в сообщении #1310675 писал(а):

Можно ли вообще судить о скорости рождения звезд по значению данного отношения?

Очень грубо - да. При увеличении точности начнутся проблемы. Например, в спиральных галактиках довольно много пыли, и это заметно меняет их спектр "в красную сторону".

iwndr в сообщении #1310675 писал(а):

Иными словами - что характеризует спектр скопления молодых звезд?

А вот этот вопрос имеет довольно слабое отношение к предыдущим. "Скопление молодых звезд" - это не галактика, и тут, пожалуй, наиболее корректным ответом (хотя и явно не тем, который хотелось получить) будет утверждение, что интегральный спектр молодого скопления характеризует среднюю массу звезды в скоплении.

P.S. Кстати, будет проще, если Вы либо почитаете по теме что-нибудь русскоязычное (изначально русскоязычное), либо будете оставлять терминологию без перевода. Иначе приходится догадываться, что именно Вы решили перевести тем или иным образом.

[iwndr]

Pphantom в сообщении #1310691 писал(а):

Если под "скоростью рождения звезд" понимается темп звездообразования (суммарная масса образующихся в галактике за единицу времени звезд) - да, в неправильных и спиральных галактиках он больше, чем в эллиптических

Да, именно это имелось в виду. Благодарю за ответ.

Pphantom в сообщении #1310691 писал(а):

В общем, да, хотя действительно заметной будет разница между неправильными и эллиптическими галактиками

Вот это, кстати, интересно. Дело в том, что у нас сейчас на втором курсе изучают спектр галактик в HDF (Hubble Deep Field) с помощью AstroImageJ. Интересует, в основном, тип галактики и красное смещение (параметр $z$), который мы находим следующим образом: получая SED для определенной галактики мы сравниваем его с готовыми "темплейтами" - т.е. с характерным спектром галактик разного типа (S0, Sa, Sb, sbt1, sbt2, ...). Для разных значений $z$ проверяем какой тип лучше всего соответствует нашим результатам (по значению $\chi^2$). (Насколько я понимаю, этот метод в профессиональной литературе называется Photometric Redshift Fit).
Так вот, что интересно - для некоторых галактик, которые очевидно являются спиральными (на глаз) мы получили лучшее соответствие с эллиптическим спектром. Научный руководитель сказал, что, мол, нечему удивляться, ибо не всегда происходит активное рождение звезд в спиральных галактиках - поэтому не стоит придавать слишком сильное значение спектральному анализу (в контексте определения типа галактики). Собственно поэтому я не был очень уверен насчет тех утверждений что я привел выше.

Pphantom в сообщении #1310691 писал(а):

"Скопление молодых звезд" - это не галактика

Вы безусловно правы. Я имел в виду ту часть галактики, которую составляют молодые звезды (насколько я понимаю они образуются, в основном, в спиральных рукавах).

Pphantom в сообщении #1310691 писал(а):

P.S. Кстати, будет проще, если Вы либо почитаете по теме что-нибудь русскоязычное (изначально русскоязычное), либо будете оставлять терминологию без перевода. Иначе приходится догадываться, что именно Вы решили перевести тем или иным образом.

Прошу прощения если что-то непонятно. Просто я не из России, и у нас используются в основном английские термины

[Pphantom]

iwndr в сообщении #1310707 писал(а):

(Насколько я понимаю, этот метод в профессиональной литературе называется Photometric Redshift Fit).

Если таким образом определяется $z$ - да.

iwndr в сообщении #1310707 писал(а):

Так вот, что интересно - для некоторых галактик, которые очевидно являются спиральными (на глаз) мы получили лучшее соответствие с эллиптическим спектром. Научный руководитель сказал, что, мол, нечему удивляться, ибо не всегда происходит активное рождение звезд в спиральных галактиках - поэтому не стоит придавать слишком сильное значение спектральному анализу (в контексте определения типа галактики).

Это действительно нормально, но, пожалуй, по другим причинам: уже упомянутая пыль (которая, в частности, может резко менять оптическую толщину галактики в УФ, что потом для больших $z$ наблюдается в оптике), просто эволюционные эффекты, меняющие характерные спектры галактик (например, известно, что для HDF значительная часть галактик вообще не вписывается в классическую хаббловскую классификацию), да и просто неточность данных (различие показателей цвета для перечисленных типов и в ближней Вселенной небольшое, в районе $0^m.1$, так что определение морфологии по широкополосной фотометрии - процедура очень грубая).

iwndr в сообщении #1310707 писал(а):

Я имел в виду ту часть галактики, которую составляют молодые звезды (насколько я понимаю они образуются, в основном, в спиральных рукавах).

Все равно. В таких масштабах межзвездная среда в любом случае сильно влияет на результаты фотометрии.

iwndr в сообщении #1310707 писал(а):

Просто я не из России, и у нас используются в основном английские термины

Я понял. Ничего страшного, просто, если Вы не знаете, как это принято переводить на русский, лучше просто не переводить.

[Munin]

Посмотрите лекции

Munin в сообщении #1215129 писал(а):

Сильченко О.К. Откуда взялись галактики?
https://www.youtube.com/watch?v=BT4kfJVAX1o (видео 1 час 02 минуты)
(ГАИШ МГУ. Дата видео 22 ноября 2016)

Сильченко О.К. Происхождение и эволюция галактик.
https://www.youtube.com/watch?v=o4epGrm-M5U (видео 1 час 45 минут)
(Научно-популярный лекторий центра "Архэ". 19 марта 2017)

(полагаю, найти печатные работы будет нетрудно).

Идея в том, что активное звёздообразование в современную эпоху бывает там, где на галактику падает внешний газ, а в такой ситуации она дрейфует в сторону дискового (и даже спирального) типа. Возможно, падение газа идёт вдоль "волокон" тёмной материи.

Правда, к HDF (Hubble Deep Field) это имеет очень отдалённое отношение: там скорее галактики ранней Вселенной.

[iwndr]

Munin в сообщении #1310730 писал(а):

Посмотрите лекции

Спасибо. Обязательно посмотрю.

Pphantom в сообщении #1310725 писал(а):

просто эволюционные эффекты, меняющие характерные спектры галактик (например, известно, что для HDF значительная часть галактик вообще не вписывается в классическую хаббловскую классификацию)

У нас получился достаточно странный результат. Мы выбрали 12 галактик в HDF, измерили отношение (поток энергии через синий фильтр = B) / (поток энергии через красный фильтр = R) и красное смещение ($z$). Далее, мы построили график и получилась крайне интересная штука - $B/R$ как функция $z$ неплохо соответствует линейной убывающей функции. Иными словами, чем дальше галактика (= чем больше $z$) тем меньше отношение $B/R$. Однако это противоречит здравому смыслу: ведь речь идет о HDF, т.е. о ранней вселенной, и чем дальше галактика тем она для нас выглядит моложе. А ведь в молодых галактиках темп звездообразования гораздо более высокий (соответственно надо ожидать более высокое значение $B/R$). Видимо в данном случае уже нельзя игнорировать пыль и ее влияние на красное смещение (ну или мы где-то допустили грубую ошибку ).
В любом случае, благодарю вас за ваши объяснения.

[Pphantom]

iwndr в сообщении #1312354 писал(а):

У нас получился достаточно странный результат.

А вы не забыли, что красное смещение меняет в т.ч. и показатели цвета? Спектр ведь не степенной и при росте $z$ максимум в спектре уезжает во все более красную область.

[Munin]

А как $z$ меряли?

[iwndr]

Pphantom в сообщении #1312368 писал(а):

А вы не забыли, что красное смещение меняет в т.ч. и показатели цвета?

Секунду, разве (космологическое) красное смещение (в среднем) не одинаково для всего спектра? Ведь оно определяется рецессионной скоростью (некая средняя по галактике)? Т.е. любое смещение в синем и красном диапазоне должно быть одинаково.

Pphantom в сообщении #1312368 писал(а):

Спектр ведь не степенной и при росте $z$ максимум в спектре уезжает во все более красную область

Извините за глупый вопрос, но в каком смысле "спектр не степенной"? Ведь при росте $z$ вся спектральная картина равномерно сдвигается вправо (в красную область), разве не так?

Munin в сообщении #1312384 писал(а):

А как $z$ меряли?

Следующим образом:
Получая SED для определенной галактики мы сравниваем его с готовыми "темплейтами" - т.е. с характерным спектром галактик разного типа (S0, Sa, Sb, sbt1, sbt2, ...). Для каждого типа пробегаем по разным значениям $z$ от 0 до 1 (произвольно выбран шаг в 0.05) и выбираем то значение $z$ для которого наилучшее соответствие (по значению $\chi^2$). Фактически мы "угадываем" значение $z$ (насколько я знаю, этот метод называется Photometric Redshift Fit). Такой анализ удобно проводить в IPython notebook. Собственно вот вводный текст готового питоновского файла в котором мы работаем:

Цитата:

You have measured photometry in U, B, V, and I bands for some selected galaxies, and now you wish to analyse the photometry by fitting by best galaxy spectrum and extracting the redshift of the galaxy.

You will fit the best galaxy template spectrum and extract the redshift of the galaxy using this interface

Вот пример.

[Munin]

iwndr в сообщении #1312395 писал(а):

Получая SED

А его откуда?

Мне что-то кажется, что вы из небольшого набора чисел пытаетесь извлечь слишком много информации, и неизбежно получаете зависимость результатов.

[iwndr]

Munin в сообщении #1312398 писал(а):

А его откуда?

Дана фотография HDF в четырех фильтрах (в высококачественном формате .fits; каждый фильтр это отдельная фотография того же участка). Далее весь анализ проводим в (достаточно известной) программе AstroImageJ, которая позволяет считать поток электромагнитного излучения в любой области фотографии (выбирая нужные участки и их радиусы).

Munin в сообщении #1312398 писал(а):

Мне что-то кажется, что вы из небольшого набора чисел пытаетесь извлечь слишком много информации, и неизбежно получаете зависимость результатов.

Хочется надеяться, что раз нас это просят делать, то это не бессмысленно

[Pphantom]

iwndr в сообщении #1312395 писал(а):

Секунду, разве (космологическое) красное смещение (в среднем) не одинаково для всего спектра?

Одинаково, но только в данном случае это неважно.

Представьте себе следующую ситуацию (нереальную, конечно, но все же несколько эту реальность напоминающую). Пусть все галактики излучают только в полосе $3500 \pm 2000\text{~\AA}$ (всякие эволюционные эффекты оставим пока в стороне). Для близких галактик на $z \ll 1$ Вы будете наблюдать $B/R \to \infty$ (поскольку в красной части спектра они вообще не светят). Теперь те же самые галактики отнесем на $z=1$. Весь спектр "съедет", центр его окажется на $7000\text{~\AA}$, а отношение $B/R$ станет, наоборот, нулевым. Для промежуточных $z$ при этом будут наблюдаться промежуточные $B/R$, причем на некотором участке зависимость действительно будет похожа на линейную.

Этот эффект, собственно, и является основным. Эволюционные изменения в спектрах куда слабее.

Кстати, судя по следующему ответу, у вас там все-таки используется нормальная фотометрическая терминология, отсюда вопрос: Вы точно уверены, что под $B$ и $R$ понимаете именно потоки (а не звездные величины - это не одно и то же)?

Munin в сообщении #1312398 писал(а):

Мне что-то кажется, что вы из небольшого набора чисел пытаетесь извлечь слишком много информации, и неизбежно получаете зависимость результатов.

Да нет, все нормально. Собственно, для приведенного примера проверить результат тривиально: там линии H и К кальция просто видны сразу, поэтому $z$ считается в уме (и получается что-то вроде $0.4$).

P.S. Что-то форумный TeX ангстремы не любит...

[iwndr]

Pphantom в сообщении #1312403 писал(а):

Кстати, судя по следующему ответу, у вас там все-таки используется нормальная фотометрическая терминология, отсюда вопрос: Вы точно уверены, что под $B$ и $R$ понимаете именно потоки

У нас это называют просто "потоком" (flux). Тут некая тонкость, ибо в "документации" (там где описывается основная теория и работа с AstroImageJ) говорят о том, что мы измеряем поток в единицах counts/sec которые потом (для анализа) надо перевести в единицы $\frac{\text{erg}}{\text{sec}\cdot \text{cm}^2\cdot \text{Angstrom}}$ (для этого, в частности, нужно знать exposure time - и оно действительно дано для каждого фильтра + коэффициент перевода, который тоже дан). Однако инструктор сказал, что нам этого не нужно делать ибо программа (AstroImageJ) сама все посчитает (возможно тогда, когда писали документацию программа не умела этого делать, или же теперь ее изначально настраивают так, что бы не возиться с этим )

Pphantom в сообщении #1312403 писал(а):

Представьте себе следующую ситуацию (нереальную, конечно, но все же несколько эту реальность напоминающую). Пусть все галактики излучают только в полосе $3500 \ pm 2000 \AA$ (всякие эволюционные эффекты оставим пока в стороне). Для близких галактик на $z \ll 1$ Вы будете наблюдать $B/R \to \infty$ (поскольку в красной части спектра они вообще не светят). Теперь те же самые галактики отнесем на $z=1$. Весь спектр "съедет", центр его окажется на $7000 \AA$, а отношение $B/R$ станет, наоборот, нулевым. Для промежуточных $z$ при этом будут наблюдаться промежуточные $B/R$, причем на некотором участке зависимость действительно будет похожа на линейную.

Спасибо. Нужно переварить сказанное вами (а также разобраться с незнакомым мне обозначением $3500 \ pm 2000 \AA$ ).

UPD: понял обозначение

[Pphantom]

iwndr в сообщении #1312404 писал(а):

У нас это называют просто "потоком" (flux).

Ну хорошо. Хотя, честно говоря, глубокий смысл обучения обработке данных, когда "программа все посчитает", от меня несколько ускользает.

iwndr в сообщении #1312404 писал(а):

(а также разобраться с незнакомым мне обозначением $3500 \ pm 2000 \AA$ ).

Уже поменял. Одна опечатка плюс одна странность движка.

[Geen]

(Оффтоп)

Pphantom в сообщении #1312403 писал(а):

Что-то форумный TeX ангстремы не любит...

\text\AA