Astronomía

Comparación de la tasa de formación estelar en diferentes galaxias

Comparación de la tasa de formación estelar en diferentes galaxias


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.

Estaba buscando una escala para comparar mi resultado de la tasa de formación de estrellas para saber si es moderada, alta o baja, pero no pude encontrar ninguna escala. ¿Existe algún documento relacionado con tal escala donde se da la tasa de formación de estrellas de mínimo a máximo de cada galaxia y una vez se puede comparar su resultado con la escala?

Encontré que una de las galaxias enanas tiene una tasa de formación de estrellas de 0,2, pero como no tengo una escala para comparar, no tengo ni idea de si es alta, baja o moderada. ¿Cuál es la tasa máxima de formación de estrellas?


No siendo un experto en formación estelar, encontré un resumen en papel bien escrito del cual concluyo que las tasas típicas de formación de estrellas oscilan entre $ 6 ldots 24 M_ odot / año $.

El blog cita el siguiente gráfico por M. Boquien, V. Buat y V. Perret, ver https://arxiv.org/abs/1409.5792

En este artículo investigamos de forma aislada el impacto de una historia de formación de estrellas variable en la medición de la SFR. Combinamos 23 simulaciones hidrodinámicas de última generación de 1

En resumen: para mí, $ 0.2 M_ odot / año $ parece bastante pequeño, pero no puedo juzgar si es poco realista para una galaxia enana.


Una ley turbulenta de formación estelar

Título: Una ley universal de formación estelar regulada por turbulencia: de las nubes de la Vía Láctea al disco de alto desplazamiento al rojo y las galaxias estelares
Autores: Diane M. Salim, Christoph Federrath, Lisa J. Kewley
Primer autor e institución n. ° 8217: Universidad Nacional Australiana
Estado: Aceptado en Astrophysical Journal Letters

Las estrellas se forman cuando densos núcleos de gas colapsan dentro de las nubes moleculares. Para medir la tasa de formación de estrellas en nubes cercanas, como la Nube Molecular de Tauro, podemos simplemente contar el número de estrellas recién formadas. Para medir la formación de estrellas en galaxias distantes, no tenemos este lujo. Debemos confiar en propiedades integradas & # 8211 como la emisión H-alfa & # 8211 para rastrear la tasa global de formación de estrellas en la galaxia.

Debido a que el gas denso forma estrellas, existe una relación bien conocida entre la tasa de formación de estrellas y la densidad del gas. Esta relación observada es la famosa ley de Kennicutt-Schmidt. Descrita en este Astrobite, la ley de Kennicutt-Schmidt se usa a menudo en modelos de evolución de galaxias para convertir la densidad del gas en tasa de formación de estrellas para comparar con las observaciones. Pero la ley de Kennicutt-Schmidt solo relaciona el promedio densidad del gas en una galaxia a la tasa de formación de estrellas. En realidad, solo los grupos de gas más densos en nubes más grandes forman estrellas, por lo que un tratamiento más físico relacionaría la distribución de densidades de gas a la tasa de formación de estrellas observada. Este es el objetivo del artículo # 8217 de hoy: una ley de formación estelar más realista físicamente que funcione en nuestra galaxia y más allá.

Turbulencia en nubes moleculares

Uno de los principales problemas en la teoría de la formación de estrellas ha sido comprender por qué la formación de estrellas es tan ineficiente. Solo alrededor del 1% del gas en las nubes moleculares se convierte en estrellas. La ley de formación estelar actualizada presentada por los autores se basa en el consenso reciente de que la turbulencia & # 8211 movimientos aleatorios de partículas & # 8211 es crucial para evitar que demasiado gas colapse en estrellas. Vea este Astrobite para ver un video que muestra la importancia de la turbulencia para regular la formación de estrellas y eche un vistazo a este artículo para un tratamiento artístico de la turbulencia.

¿Cómo definimos cuán turbulento es un gas? Una forma es utilizar el número de Mach del gas. El número de Mach es una medida de los movimientos turbulentos en el gas en comparación con la velocidad del sonido, y se puede determinar observando el ancho de las líneas de emisión de moléculas como el monóxido de carbono. Cuanto mayor sea el número de Mach, más turbulento será el gas y mayor será el rango de densidades de gas en la nube. Por lo tanto, un número de Mach más alto significa que más gas tendrá la densidad suficiente para colapsar en estrellas, lo que resultará en una tasa de formación de estrellas más alta. Esta relación entre el número de Mach y la varianza de la densidad forma la base de una nueva ley de formación estelar.

Contabilización de la turbulencia en la ley de formación estelar.

Al comparar la tasa de formación de estrellas con la cantidad de consumo de gas esperado dada la distribución de densidades en el gas & # 8211 según lo regido por la turbulencia & # 8211, los autores ajustaron las observaciones de las nubes en la Vía Láctea para determinar la nueva ley de formación de estrellas. La siguiente figura muestra cómo la ley de Kennicutt-Schmidt (extremo izquierdo), que simplemente compara la densidad del gas con la tasa de formación de estrellas, se compara con la ley de formación de estrellas recién derivada (extremo derecho). Debido a que se tiene en cuenta la variación en el número de Mach, la dispersión en la nueva relación se reduce en un factor de 3-4 en comparación con la ley de Kennicutt-Schmidt.

Leyes de formación estelar. La ley de Kennicutt-Schmidt está en el extremo izquierdo, mientras que la nueva ley de los autores está en el extremo derecho. Los puntos representan observaciones de regiones de formación de estrellas en la Vía Láctea y la Pequeña Nube de Magallanes que abarcan varios órdenes de magnitud en densidad de gas y tasa de formación de estrellas. La inclusión de la turbulencia a través del número de Mach produce una relación más realista físicamente con menos dispersión.

¿Qué pasa con otras galaxias?

En la Vía Láctea, el número de Mach se determina midiendo el ancho de la velocidad turbulenta y la temperatura del gas utilizando mapas de líneas de emisión molecular de alta resolución. Esto es muy difícil para otras galaxias. Al invertir la nueva ley de formación de estrellas, el número de Mach puede ser predicho para estos sistemas distantes si se han medido la tasa de formación de estrellas y la densidad del gas. Específicamente, los autores predicen que las galaxias con explosión estelar con alto corrimiento al rojo tienen más gas turbulento que las galaxias espirales locales.

Como Arthur Dent podría decirle, la turbulencia es una bestia extraña, pero un estudio profundo de este fenómeno es importante para comprender cómo el gas se convierte en estrellas, en nuestra galaxia y más allá.


Explorando las galaxias anfitrionas de AGN de ​​aspecto cambiante

Nota del editor: Astrobites es una organización dirigida por estudiantes de posgrado que digiere literatura astrofísica para estudiantes de pregrado. Como parte de la asociación entre AAS y astrobites, ocasionalmente volvemos a publicar contenido de astrobites aquí en AAS Nova. Esperamos que disfrute de esta publicación de astrobites, el original se puede ver en astrobites.org.

Título: El paisaje de galaxias que albergan núcleos galácticos activos de aspecto cambiante en el universo local
Autores: Sierra A. Dodd y col.
Institución del primer autor: Universidad de California, Santa Cruz
Estado: Publicado en ApJL

A medida que envejecemos y aprendemos más sobre nosotros mismos, a veces pensamos en cambiar nuestra apariencia: ¡un nuevo peinado, ropa o incluso un tatuaje! Los núcleos galácticos activos (AGN) no son, en este sentido, diferentes. En el transcurso de la vida de una galaxia, acumulará gas y polvo que llegarán al centro, donde reside su agujero negro supermasivo (SMBH). A medida que el SMBH se alimenta de este material, emitirá enormes cantidades de radiación y se convertirá en un AGN. Sin embargo, ciertas condiciones pueden causar interrupciones en el suministro de gas de la AGN. Si bien la causa de estas interrupciones no está clara, podemos ver los efectos en el espectro cambiante de la AGN. O se encienden & # 8220 & # 8221 a medida que surgen líneas de emisión óptica amplias o & # 8220 se apagan & # 8221 cuando esas líneas desaparecen. Los autores de hoy están interesados ​​en identificar qué tipo de galaxias albergan estos cambio de look AGN (CL-AGN) para intentar aislar las condiciones que podrían desencadenar estos cambios.

Construyendo el Lookbook AGN

La identificación de CL-AGN implica una comparación entre dos conjuntos de espectros de la misma galaxia tomados en dos momentos diferentes para encontrar los cambios en las amplias líneas de emisión. Diferentes estudios abordarán esta tarea a su manera, pero en última instancia siguen este principio. Esto es cierto para todas las técnicas de identificación, pero CL-AGN solo se ha identificado como un fenómeno relativamente recientemente, por lo que se han encontrado muy pocas. Para producir la muestra de hoy de 17 CL-AGN, los autores han tenido que combinar detecciones de tres estudios diferentes que siguen este enfoque amplio pero con sus propias características únicas. Entonces, lo que un estudio llama CL-AGN podría ser ligeramente diferente de otro. Además, todas menos dos de estas detecciones activan el AGN. Los autores argumentan que la falta de AGN de ​​apagado se debe a la abundancia relativa de galaxias inactivas en el universo cercano. Dentro de estas galaxias, es mucho más fácil ver la aparición de amplias líneas de emisión. Como resultado, su muestra puede no ser particularmente representativa de la población CL-AGN subyacente, pero los autores son muy comunicativos sobre estos temas y han mostrado cuidado al construir su muestra.

Su muestra de comparación es un conjunto de 500.000 galaxias locales con masas estelares medidas, tasas de formación de estrellas y muchas otras propiedades espectrales. La mayoría de estas cantidades se miden en toda la galaxia y también se dividen en componentes de abultamiento y disco. Estos datos, en su mayoría extraídos del SDSS, permitirán a los autores actuales colocar el CL-AGN dentro de la población de galaxias más amplia y aislar las condiciones que desencadenan este cambio.

Figura 1: Distribución de las tasas de formación de estrellas y masas estelares de las galaxias anfitrionas. Los círculos azules muestran la distribución de CL-AGN en comparación con las galaxias de comparación subyacentes (contornos grises). Las líneas discontinuas indican diferentes clasificaciones de formación estelar: las galaxias de valle verde se encuentran entre las líneas discontinuas azul y naranja. [Dodd y col. 2021]

Resultados

A partir de su análisis, podemos determinar tres consistencias clave sobre las preferencias de CL-AGN. La Figura 1 muestra que los CL-AGN son todos consistentes, dentro de los errores, de estar alojados en galaxias de valle verde. Estas son una forma más rara de galaxia que se encuentra entre las galaxias azules que forman estrellas activamente y sus contrapartes rojas y muertas. Se cree que las galaxias del valle verde han sufrido recientemente un estallido de formación estelar extrema, lo que posiblemente implica la presencia de una gran cantidad de gas frío en el centro que podría alimentar la mayor parte de la actividad de encendido que se ve en esta muestra.

Figura 2: Asimetría de la galaxia anfitriona contra la masa SMBH. Los círculos azules muestran la distribución ajustada de CL-AGN en comparación con la distribución de galaxias de comparación subyacente (contornos grises) y las galaxias fusionadas (diamantes amarillos). [Dodd y col. 2021]

Figura 3: Índice sérico (que indica la concentración de luz de la galaxia) contra la masa SMBH. Tanto los cuadrados como las estrellas muestran cómo se distribuye CL-AGN en comparación con la distribución de galaxias de comparación subyacente (contornos grises). [Dodd y col. 2021]

Astrobite original editado por Alison Crisp.

Sobre el autor, Keir Birchall:

Keir es un estudiante de doctorado que estudia métodos para identificar AGN en varias poblaciones de galaxias para ver qué afecta su incidencia. Cuando no está haciendo ciencia, se lo puede encontrar detrás de la lente de una cámara de película o escuchando la música más extraña posible.


Seguimiento de las tasas de formación de estrellas en galaxias distantes

Una imagen de galaxias distantes formando estrellas. Crédito de la imagen: NASA, ESA y Bahram Mobasher. Cuando pensamos en una galaxia, lo primero que nos viene a la mente es un conjunto de estrellas. De hecho, las estrellas de una galaxia son una de sus características más importantes.

Para comprender la física de la evolución y formación de las galaxias, es crucial saber a qué velocidad las galaxias forman estrellas, lo que se conoce como velocidad de formación de estrellas. Esta tasa muestra qué tan activa es una galaxia: las galaxias jóvenes con grandes cantidades de gas forman muchas estrellas, mientras que las galaxias rojas y viejas que han agotado sus reservas de gas no forman estrellas de forma activa.

Los eventos cosmológicos, como las fusiones entre galaxias, también pueden aumentar la tasa de formación de estrellas. Sin embargo, a menos que estemos observando la Vía Láctea y galaxias locales muy cercanas, no podemos detectar estrellas individuales y regiones de formación de estrellas en galaxias distantes. Por lo tanto, debemos confiar en las características observables globales para estimar la tasa de formación de estrellas de las galaxias ubicadas lejos.

La mejor manera de comprender completamente las propiedades de las galaxias es estudiándolas en una amplia gama de longitudes de onda, ya que cada tipo de luz es emitida por un actor diferente en una galaxia. Por ejemplo, la luz ultravioleta proviene de las estrellas más jóvenes y masivas, mientras que la luz continua óptica e infrarroja cercana se emite principalmente desde estrellas más evolucionadas. La luz infrarroja, por otro lado, traza el polvo en una galaxia, y las líneas de emisión que se detectan en las líneas espectrales trazan las nubes de gas.

Irene Shivaei. Crédito de la imagen: Universidad de California, Riverside. En un artículo reciente publicado en The Astrophysical Journal Letters, un grupo de investigadores, dirigido por Irene Shivaei, una estudiante graduada de la Universidad de California, Riverside, observó 17 galaxias distantes brillantes con el espectrómetro de infrarrojo cercano de alta resolución MOSFIRE en el Observatorio WM Keck. telescopios. Luego, combinaron los espectros con imágenes infrarrojas del Telescopio Espacial Spitzer de la NASA # 8217s, el Observatorio Espacial Herschel de la ESA y # 8217s e imágenes ópticas del Telescopio Espacial Hubble de la NASA / ESA, para crear una imagen completa de múltiples longitudes de onda de sus galaxias: desde ultravioleta del marco de descanso al infrarrojo lejano del marco de descanso.

Examinaron varios observables que se usan comúnmente para estimar las tasas de formación de estrellas en las galaxias y compararlas entre sí. Estos estimadores de la tasa de formación de estrellas incluyen la luz ultravioleta que emiten las estrellas jóvenes, la luz infrarroja que muestra la cantidad de luz ultravioleta que fue absorbida por el polvo y las líneas de emisión nebular que son causadas por las estrellas jóvenes que forman las nubes de gas alrededor. resplandecen e irradian. Estos diagnósticos se han observado y probado ampliamente para galaxias locales en la última década, pero para las galaxias distantes es un desafío adquirir conjuntos de datos completos de múltiples longitudes de onda.

Este estudio hace la primera comparación directa entre la línea de emisión óptica y los trazadores ultravioleta e infrarrojo de la formación de estrellas e indica que, a pesar de las incertidumbres subyacentes, los astrónomos pueden confiar en las líneas de emisión nebular como indicadores robustos de la tasa de formación de estrellas y la cantidad de estrellas. luz oscurecida por el polvo en galaxias distantes.

Estos resultados ayudan a construir las bases de los estudios de evolución de galaxias, en otras palabras, ayudan a predecir una cantidad física (en este caso, la tasa de formación de estrellas) de una galaxia distante a partir de la luz que capturan nuestros telescopios.

Este análisis es parte de la encuesta MOSFIRE Deep Evolution Field (MOSDEF), que es realizada por astrónomos en UC Riverside, UCLA, UC Berkeley, UC San Diego. El equipo de MOSDEF utiliza el espectrómetro MOSFIRE en los telescopios del Observatorio W. M. Keck para obtener espectros de muchas galaxias que se encuentran entre 1,5 y 4,5 mil millones de años después del Big Bang, el intervalo en el que el universo formó la mayor cantidad de estrellas en su historia. El objetivo de la encuesta es estudiar el contenido estelar, gaseoso y de agujeros negros de las galaxias en esta importante era de la historia del universo.


Durante unas pocas décadas, nuestra comprensión de la evolución de las galaxias y cómo se forman las estrellas y los planetas ha crecido exponencialmente. Pero, en muchos casos, este aumento en la comprensión sirve para resaltar las preguntas que aún quedan. Una de las preguntas más urgentes surge del hecho de que las galaxias más antiguas parecen estar dando a luz objetos menos estelares. ¿Cómo cesa la formación de estrellas en algunas galaxias? En un nuevo estudio publicado en Nueva Astronomía, Giorgio Manzoni del Instituto de Cosmología Computacional de la Universidad de Durham, Reino Unido, y sus coautores examinan los tiempos de esta interrupción en la formación de estrellas para seleccionar un mecanismo que posiblemente podría usarse para responder esta y otras preguntas cosmológicas.

& ldquoLa evolución de las galaxias, aunque estudiada durante mucho tiempo, todavía tiene preguntas sin respuesta, y a veces muy básicas. Por ejemplo, ¿cómo dejan las galaxias de formar nuevas estrellas? ¿Por qué galaxias similares se comportan de diferentes formas? ¿Cuál es el mecanismo que los hace morir? Todas estas son preguntas que el público en general se hace a menudo, pero para las que todavía no hay respuestas claras, ”dice Manzoni. “Mi investigación da una pista sobre el misterio de la muerte de las galaxias: muestra que cualquiera que sea el mecanismo, tiene que ser rápido, casi instantáneo, menos de 100 millones de años y parece instantáneo en comparación con las escalas de tiempo en las que evoluciona el Universo. & rdquo

Los investigadores llegaron a la conclusión de que la formación de estrellas cesa rápidamente al estudiar dos propiedades de las galaxias: su luminosidad intrínseca y su color, combinados en un & lsquocolour-magnitude diagram & rsquo. También pudieron concluir que existe algún mecanismo que impulsa la transición entre una fase activa de formación de estrellas en las galaxias a una etapa más tranquila con menos o ninguna formación de estrellas, un mecanismo al que los astrónomos denominan "extinción". evolución, está claramente establecido que las galaxias se forman a partir del gas que cae en la gravedad de un halo de materia oscura y luego colapsa en nuevas estrellas y en la etapa activa de las galaxias. Cuando se gasta el gas, las galaxias mueren y pasan a la etapa pasiva de las galaxias ”, dice Manzoni. "Mi investigación muestra que este proceso natural de agotamiento del gas no puede ser el único responsable de la muerte de las galaxias".

Manzoni explica que él y sus colegas en realidad descubrieron que cada galaxia, en un punto aleatorio de su vida, experimenta un proceso que vacía el depósito de gas y mata y ndash o apaga y ndash la formación de estrellas, llevando así a la galaxia a su etapa pasiva muy rápidamente. & ldquoPara introducir algunas limitaciones en el tiempo de extinción de la formación de estrellas, utilicé dos propiedades de las galaxias combinadas en el diagrama de color-magnitud. Cuando se estudia a diferentes distancias de nosotros y con diferentes corrimientos al rojo, este diagrama nos dice mucho sobre la población de galaxias que estaban presentes en diferentes épocas del Universo, ”dice Manzoni.

El investigador da el ejemplo de que, en el pasado, a un alto corrimiento al rojo y a mayores distancias, las galaxias formaban estrellas a un ritmo rápido que ya no está presente en nuestra época, mostrando así colores más azules y luminosidades más altas. Hoy, esa población de galaxias se ha movido a una parte del diagrama de luminosidad más roja y más débil.

& ldquoSe han propuesto varios mecanismos como candidatos para la extinción de la formación de estrellas, como la retroalimentación activa de núcleos galácticos, el acoso de galaxias y las fusiones de galaxias, pero, dado que los diferentes mecanismos de extinción tienen diferentes escalas de tiempo, mi estudio puede ayudar a identificar el mecanismo principal responsable para apagar un gran número de galaxias ”, dice Manzoni. & ldquoEste estudio se basa en un concepto simple que observamos: el diagrama de magnitud de color evoluciona con el corrimiento al rojo, lo que significa que las propiedades promedio de las galaxias están cambiando con el tiempo. & rdquo

Para llegar a su conclusión, Manzoni y sus colegas utilizaron una muestra de aproximadamente 90.000 galaxias tomadas de la encuesta VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS), ahora disponible públicamente, que se observaron con uno de los instrumentos del Very Large Telescope de ocho metros en Chile.

Manzoni compara la búsqueda para responder tales preguntas cosmológicas con la búsqueda de pistas en la escena de un crimen. "Estudiar la evolución de las galaxias es para mí similar al trabajo de un detective", dice. "No podemos cambiar la escena del crimen, ya que no podemos modificar el Universo o mover una galaxia como queramos, pero tenemos que observar cada pequeño detalle para tratar de entender lo que sucedió en los últimos 13 mil millones de años de la vida del Universo".


Tasa de formación de estrellas vs.color en grupos de galaxias

El blog invitado de Toady es de Andrew Wetzel, un postoc de la Universidad de Yale. Le pedimos a Andrew que escribiera este blog ya que él y sus colaboradores habían utilizado los datos públicos de Galaxy Zoo 1 en su propio trabajo (es decir, no eran parte del equipo). Sin más preámbulos, aquí & # 8217s Andrew & # 8217s experiencia con los datos del Zoo:

Recientemente, Jeremy Tinker, Charlie Conroy y yo publicamos un artículo en arXiv (haga clic en el enlace para acceder al artículo) en el que buscamos comprender por qué las galaxias ubicadas en grupos y cúmulos tienen tasas de formación de estrellas significativamente más bajas y, por lo tanto, colores significativamente más rojos. , que las galaxias en el campo. Entre las cosas interesantes que encontramos es que la probabilidad de que una galaxia tenga su formación estelar apagada aumenta con la masa del grupo y aumenta hacia el centro del grupo. Además, es más probable que las galaxias se apaguen incluso si están en grupos tan bajos en masa como 3 x 10 ^ <11> Msol (en comparación, el `grupo & # 8217 compuesto por la Vía Láctea y sus satélites tiene una masa de aproximadamente 10 ^ <12> Msol). En conjunto, estos resultados imponen fuertes limitaciones a lo que apaga la formación de estrellas en el grupo de galaxias. Sin embargo, muchos de los resultados anteriores no concuerdan con lo que otros autores han encontrado recientemente, y aquí es donde Galaxy Zoo ha sido útil para nosotros.

Debido a que las galaxias que están formando estrellas activamente tienen una población significativa de estrellas azules jóvenes y masivas, mientras que las galaxias que tienen muy poca formación estelar retienen solo estrellas rojas de larga duración y baja masa, los astrónomos a menudo diferencian entre galaxias en formación estelar y apagadas. basado en su color observado. Pero usar el color observado puede ser peligroso, porque si una galaxia contiene una cantidad significativa de gas y polvo, puede aparecer roja incluso si está formando estrellas activamente (de forma análoga a cómo el sol aparece más rojo en el horizonte a medida que la luz pasa a través de más de la atmósfera de la Tierra y # 8217s). Para obtener una medición más sólida de la formación de estrellas de una galaxia, utilizamos tasas de formación de estrellas derivadas de sus espectros, porque las características espectroscópicas son bastante inmunes a la atenuación del polvo. Pero queríamos comprobar cómo estas tasas de formación de estrellas derivadas espectroscópicamente se comparan con la selección basada en el color que han utilizado muchos autores anteriores. Lo que encontramos fue sorprendente: en las galaxias de menor masa, ¡más de 1/3 de las que parecen rojas y muertas en realidad tienen altas tasas de formación de estrellas!

Que esta pasando? Aquí es donde Galaxy Zoo nos brindó información. Examinamos las morfologías de Galaxy Zoo de estas galaxias rojas pero en formación de estrellas, y el resultado fue revelador: el 70% de estas galaxias son espirales (que tienen un contenido particularmente alto de gas / polvo) y, además, el 50% son de borde sobre espirales (para las que la atenuación del polvo es particularmente fuerte). La imagen muestra un buen ejemplo de una galaxia que tiene una alta tasa de formación de estrellas, pero parece roja. Incluso puedes ver el camino del polvo.

Entonces, Galaxy Zoo ayudó a confirmar nuestra sospecha de que muchas galaxias espirales que parecen rojas de hecho están formando estrellas activamente, pero sus colores están enrojecidos por el polvo (Karen Masters también ha trabajado mucho en esta dirección). Esto nos dio una mayor confianza en nuestras tasas de formación de estrellas espectroscópicas y una idea de por qué los autores anteriores, utilizando el color observado, llegaron a conclusiones tan diferentes. Gracias al equipo de Galaxy Zoo y a todos los voluntarios.


Las líneas de emisión trazan la tasa de formación de estrellas en galaxias distantes

Cuando pensamos en una galaxia, lo primero que nos viene a la mente es un conjunto de estrellas. De hecho, las estrellas de una galaxia son una de sus características más importantes. Para comprender la física de la evolución y formación de las galaxias, es fundamental saber a qué velocidad las galaxias forman estrellas, lo que se conoce como la tasa de formación de estrellas. Esta tasa nos muestra qué tan activa es una galaxia: las galaxias jóvenes con grandes cantidades de gas forman muchas estrellas, mientras que las galaxias rojas y viejas que han agotado sus depósitos de gas no forman estrellas de forma activa. Los eventos cosmológicos, como las fusiones entre galaxias, también pueden aumentar la tasa de formación de estrellas. Sin embargo, a menos que estemos observando la Vía Láctea y galaxias locales muy cercanas, no podemos detectar estrellas individuales y regiones de formación de estrellas en galaxias distantes. Por lo tanto, debemos confiar en las características observables globales para estimar la tasa de formación de estrellas de las galaxias ubicadas lejos.

La mejor manera de comprender completamente las propiedades de las galaxias es estudiándolas en una amplia gama de longitudes de onda, ya que cada tipo de luz es emitida por un actor diferente en una galaxia. Por ejemplo, la luz ultravioleta proviene de las estrellas más jóvenes y masivas, mientras que la luz continua óptica e infrarroja cercana se emite principalmente desde estrellas más evolucionadas. La luz infrarroja, por otro lado, traza el polvo en una galaxia, y las líneas de emisión que se detectan en las líneas espectrales trazan las nubes de gas.

En este estudio, dirigido por la estudiante graduada de UC Riverside Irene Shivaei, los autores observaron 17 galaxias distantes brillantes con el espectrómetro de infrarrojo cercano de alta resolución MOSFIRE en los telescopios del Observatorio W. M. Keck. Luego, combinaron los espectros con imágenes infrarrojas del Telescopio Espacial Spitzer, el Observatorio Espacial Herschel e imágenes ópticas del Telescopio Espacial Hubble, para crear una imagen completa de múltiples longitudes de onda de sus galaxias: desde el ultravioleta del marco en reposo al marco en reposo. infrarrojo lejano. Examinaron varios observables que se usan comúnmente para estimar las tasas de formación de estrellas en las galaxias y compararlas entre sí. Estos estimadores de la tasa de formación de estrellas incluyen la luz ultravioleta que emiten las estrellas jóvenes, la luz infrarroja que muestra la cantidad de luz ultravioleta que fue absorbida por el polvo y las líneas de emisión nebular que son causadas por las estrellas jóvenes que forman las nubes de gas alrededor. resplandecen e irradian. Estos diagnósticos se han observado y probado ampliamente para galaxias locales en la última década, pero para las galaxias distantes es un desafío adquirir conjuntos de datos completos de múltiples longitudes de onda.

Este estudio hace la primera comparación directa entre la línea de emisión óptica y los trazadores ultravioleta e infrarrojo de la formación de estrellas e indica que, a pesar de las incertidumbres subyacentes, los astrónomos pueden confiar en las líneas de emisión nebular como indicadores robustos de la tasa de formación de estrellas y la cantidad de estrellas. luz oscurecida por el polvo en galaxias distantes. Estos resultados ayudan a sentar las bases de los estudios de evolución de galaxias, en otras palabras, ayudan a predecir una cantidad física (en este caso, la tasa de formación de estrellas) de una galaxia distante a partir de la luz que capturan nuestros telescopios.

Este análisis es parte de la encuesta MOSFIRE Deep Evolution Field (MOSDEF), que es realizada por astrónomos en cuatro campus de la Universidad de California, incluidos UC Riverside, UC Los Ángeles, UC Berkeley y UC San Diego. El equipo de MOSDEF utiliza el espectrómetro MOSFIRE en los telescopios del Observatorio W. M. Keck para obtener espectros de muchas galaxias que se encuentran entre 1,5 y 4,5 mil millones de años después del Big Bang, el intervalo en el que el universo formó la mayor cantidad de estrellas en su historia. El objetivo de la encuesta es estudiar el contenido estelar, gaseoso y de agujeros negros de las galaxias en esta importante era de la historia del universo.

El artículo fue publicado en Astrophysical Journal Letters. Fue escrito por investigadores de UC Riverside, UCLA, UC Berkeley, UC San Diego, la Universidad de Harvard y el Observatorio Nacional de Astronomía Óptica en Tuscon, Arizona. Además de Shivaei, los otros investigadores de UC Riverside fueron: Naveen Reddy, un profesor asistente Brian Siana, un profesor asistente William Freeman, un estudiante de posgrado que trabaja con Siana y Bahram Mobasher, un profesor.

Imagenes:
[Arriba a la derecha] Ejemplos de evolución de galaxias vistas a través de filtros infrarrojos. Crédito: ESA – C. Carreau / C. Casey (Universidad de Hawai & # 8217i) Campo COSMOS: ESA / Herschel / SPIRE / HerMES Programa clave Imágenes del Hubble: NASA, ESA.
[Abajo] Telescopios Keck de Irene Shivaei.


Comparación de la tasa de formación de estrellas en diferentes galaxias - Astronomía

Hay varios sentidos en los que las galaxias evolucionan con el tiempo, y no todos necesariamente funcionan al mismo ritmo para varios tipos de galaxias. Podemos distinguir por conveniencia la evolución de las poblaciones estelares, las abundancias químicas y la dinámica de una galaxia, recordando que en las galaxias reales, todas ellas están relacionadas en algún nivel. Cubriré los principios básicos necesarios para comprender el modelado de estos procesos y los enfoques observacionales de cada uno.

La probabilidad de observar la evolución de las galaxias se puede ver comparando varias escalas de tiempo relevantes. El tiempo de Hubble está en el rango 1-2 & # 215 10 10 años. Esto coincide con la vida útil de la secuencia principal de las estrellas de masa solar, lo que la convierte en muchas generaciones de estrellas masivas más luminosas. Y dinámicamente, el período de rotación de nuestra parte de la Vía Láctea es de 0,25 Gyr, por lo que el tiempo de relajación para que una galaxia masiva forme una estructura debería ser de varios Gyr.

Evolución de la población combina la historia de la formación de estrellas en una galaxia y la evolución estelar de sus constituyentes, dando cambios en el diagrama HR de una galaxia (generalmente cambiando de un lugar a otro en la galaxia) con el tiempo. Para predecir la población en algún momento, necesitamos el SFR en todos los tiempos anteriores y una comprensión de la evolución estelar para todas las masas relevantes, ver la discusión bajo el espectro y la síntesis de población. Las galaxias elípticas, o las protuberancias de las espirales, son pruebas populares de modelos de síntesis, ya que se supone que tuvieron la mayoría de sus estrellas formadas en un corto período hace mucho tiempo, y experimentaron cambios debido solo a la evolución estelar desde entonces (la condición de evolución pasiva). Como ejemplo de cálculo, aquí hay una serie de modelos de una ráfaga rápida de formación estelar, a partir del código de Rocca-Volmerange y Guiderdoni, muestreados a intervalos de aproximadamente 1 Gyr:

Una pieza de software de uso particularmente amplio es el paquete GISSEL de Bruzual y Charlot (ver ApJ 405, 538, 1993, con mejoras posteriores). También se puede predecir a partir de dichos resultados el historial esperado de cualquier índice de color o intensidad de línea en particular. Los índices de color generalmente tienen correcciones K plegadas, ya que rara vez podemos adaptar los filtros para cubrir rangos de corrimiento al rojo amplios, los índices de línea tienen menos problemas, ya que se miden espectroscópicamente y son casi monocromáticos para todas las galaxias en una muestra. Aún tratando con elípticas, Hamilton (1985 ApJ 297, 371) buscó la evolución en un índice de la ruptura espectral en 4000 y Aring (la llamada ruptura H-K) para desplazamientos al rojo de hasta aproximadamente z= 0,9, encontrando como máximo evidencia marginal de cualquier evolución. Presenta una figura que conecta muy bien el tiempo retrospectivo y la escala de tiempo de evolución estelar (y muestra por qué tal trabajo restringe indirectamente a H0, conectando un tiempo en escala de desplazamiento al rojo con las escalas de tiempo absolutas de las vidas estelares), que con alegría he recogido a continuación (cortesía de la AAS). Tenga en cuenta que el mapeo del tiempo de desplazamiento al rojo es sensible a los parámetros cosmológicos, incluida la constante de Hubble H0 y parámetro de desaceleración q0, más, en buena medida, cualquier valor distinto de cero de la constante cosmológica & Lambda.

Los resultados de Hamilton sugirieron una H muy pequeña0 (formalmente menos de 42 km / s Mpc). El trabajo posterior en galaxias seleccionadas tanto por radio como ópticamente muestra que una envolvente clara en la amplitud de la ruptura de 4000 y Aring se ve con el corrimiento al rojo. Aquí combino los datos de Hamilton, un conjunto de radiogalaxias de baja potencia para z& # 60 1 de Owen y Keel (1995 AJ 109, 14), y la gran cantidad de medidas (menos precisas) de la prospección de Hawai de Songaila et al. (1994 ApJS 94, 461):

El papel muy limitado de la evolución para los corrimientos al rojo por debajo de la unidad se vio en cierta medida contravenido por fuertes afirmaciones de color evolución de las radiogalaxias en corrimientos al rojo z= 1 y más grande, e interpretación de recuentos tanto en color como en magnitud para galaxias débiles. If the most powerful radio galaxies, seen to large redshift, are to be identified with normal elliptical galaxies seen at more recent epochs, and if their colors are generally dominated by starlight and not scattered nonthermal radiation, their properties are barely consistent with Hamilton's results.

Many of these objects show spectacular levels of star formation, both in emission lines and in the detailed shape of their continua (Chambers and McCarthy 1990 ApJLett 354, L9). A first comparison of the emitted-UV spectra of low-redshift radio galaxies (from IUE) with those at high redshift has been done by Keel and Windhorst (1991 ApJ 383, 135). The UV upturn below about 1400 Å is ubiquitous in low-redshift objects, so much so as to suggest a connection between radio sources and Gyr-old starbursts, and lacking in high-redshift objects. This is consistent with the idea that it requires a few Gyr to produce evolved hot stars, so high-redshift galaxies are seen while too young to have any such stars. The composite spectrum shown by Chambers and McCarthy (190 ApJL 354, L9) indeed shows absorption features from a very young stellar population.

The Butcher-Oemler effect may be a case of population evolution - is this the tail of the same process? Starbursts are seen in "field" galaxies at redshifts z=0.1 and greater maybe the Butcher-Oemler effect is only easier to see in clusters and not tightly coupled to dense environments.

Population evolution also drives luminosity evolution (along with mergers and the evolution of obscuring ISM). Thus, in principle, color-magnitude arrays can test for evolution if we have suitable zero-point models for comparison. An early example is shown by Spinrad 1977 (Evolución de galaxias y poblaciones estelares, pag. 326. This approach can reach very deep, in that all the redshift information is in the model rather than in the data, but for the same reason can't produce very detailed results. At this point, its greatest success was in setting forth the faint blue galaxy problem. This detection of color evolution based on data by Tyson and Seitzer (1988 ApJ 335, 552) at first rested on difficult calibrations of surface brightness at extremely faint levels (see also Guhathakurta et al 1990 APJLett 357, L9). The issue is that there are more blue galaxies at magnitudes fainter than about B=22 than nonevolving models from the local neighborhood suggest, and indeed it has proven nontrivial to make a model that shows so much evolution once it became clear that most of the objects around this magnitude are at redshifts to z=0.5 or so rather than being extremely distant. Much of the interest in very deep high-galactic latitude surveys has centered on the detection of galaxy evolution. A new population of radio galaxies, with blue colors and redshifts z=0.3-1.0, appears at very faint radio fluxes (Windhorst et al 1985 ApJ 289, 494). Their log N - log S behavior suggests a cosmologically evolving set of galaxies.

We are finally finding fairly normal galaxies in large numbers at redshifts 3 and above, either radio-quiet or weak (see Windhorst et al 1991 ApJ 380, 362), in some cases by identifying QSO absorption-line systems with faint galaxies at the same redshift (Turnshek et al 1991 ApJ 382, 26). Observational progress on population evolution requires substantial and well-understood samples of faint galaxies with measured redshifts and colro properties (of course, absorption lines would be even better). IR spectroscopy may be important in tracing the same spectral features across large redshift spans.

A huge leap forward in seeing galaxy evolution came with the Hubble Deep Fields, North and South (see Williams et al. 1996 AJ 112, 1335 and Gardner et al. 2000 AJ 119, 486), then surpassed in depth by the Hubble Ultra-Deep Field. These data sets were based on carefully planned long series of multicolor HST images, reaching very deep with unique morphological information. As a community-wide project, redshift surveys have built up a substantial number of objects in and around these fields. These data form the core for recent studies of galaxy evolution. An important aspect has been extending the spectroscopic redshifts by estimating photometric redshifts, the redshift at which each galaxy's colors best match some empirical or calculated template. The more bands and longer wavelength baseline measured, the better in a sense this is extremely low-resolution spectrophotometry, running the k-correction backwards by assuming the spectral energy distribution to be one of the known forms and solving for the redshift at which all the colors can be matched for some value of internal reddening. The idea dates back at least to Loh and Spillar (1986 ApJ 303, 154), though its serious exploitation had to await data of increased precision, depth, and sky coverage. For many redshift ranges, photometric redshifts are accurate to about 0.05 in z, with problems occurring between z=1 and 2 unless near-IR data are available. One interesting example of how to do this is provided by the hyperz public code by Bolzonella, Miralles, and Pello, which incorporates the current practice of generating a probability distribution for the galaxy lying at each redshift.

One goal of deep field surveys is the star-formation history of galaxies as a population, which is clearly linked to morphologies, present-day metallicities, and the unresolved background in the UV and deep infrared. From the HDF data, Madau et al. (1996 MNRAS 283, 1388) presented an estimate of the comoving SFR as a function of redshift, which has since been both elucidated and vilified as the Madau plot, shown here in their Fig. 9 from the ADS:

Uncertainties in this history come from the imprecision of optical photometric redshifts at z=1-2, and more basic, the poorly-known role of extinction. Extinction is especially important since most of these data sample emitted ultraviolet light. Deep mid- and far-infrared surveys, and radio detections sensitive enough to see non-AGN galaxies, are important in telling whether the apparent broad peak is real or an artifact of dust obscuration at larger redshifts. The verdict is still out on the early SFR history of galaxies.

High-redshift galaxies can now be identified wholesale by a particularly simple kind of photometric redshift, using that fact that any non-AGN galaxy goes black at the Lyman limit (912 Å). Thus faint objects which are blue in some passband like V-R but undetectable to low limits in U or B are likely to be high-redshift systems whose Lyman limit is redshifted into the optical band. This approach was described by Steidel and Hamilton (1992 AJ 104, 941), and exploited by many starting with Steidel et al. (1996 ApJL 462, L17 and AJ 112, 352) to find a rich field of objects for followup spectroscopy. Most galaxies known at z > 3 started detection in this way. This selection - deep in the emitted UV - will impose unavoidable biases in what kinds of galaxies show up, favoring objects with high star-formation rate, high UV luminosity, and low net extinction. Galaxies have been identified in this way out to z=5.5, and maybe to 6.7. The panels below show the brightest of the Lyman-break galaxies above z=3 in the original Hubble Deep Field, with wavelengths near 3000, 4500, 6060, and 8140 A. The clumpy object in the center is comparably bright in the longer wavelengths, showing a flat spectrum, and vanished in the UV shortward of its Lyman break.

Lyman-break galaxies include systems which are quite luminous and probably massive. There is some evidence that they are less metal-rich than today's luminous galaxies. Additional kinds of high-redshift galaxies can be selected in ways less biased to unobscured star-forming systems. EROs (extremely red objects) are known over a wide redshift range, usually selected by a color index involving K. These include elliptical galaxies at substantial redshifts, where the passband correction means that optical filters sample their very weak UV radiation, and dust-reddened objects. EROs cluster very strongly, suggesting a link to present-day ellipticals. On the other side of the thermal hump, we can now detect very luminous far-IR galaxies in the submillimeter. The steep rise of even a modified Planck spectrum makes it easier to find high-redshift galaxies than their nearer counterparts. These submillimeter galaxies may comprise a significant fraction of the total star formation at z=3 efforts to understand their energy source are important, possibly connecting them to processes such as merging and starbursts seen in local far-IR-bright galaxies. Until recently, the poor precision of submillimeter continuum positions has hampered identification of these objects. In some cases both AGN and starbursts may be involved in their high luminosity. These are extreme examples of how strongly biased an optical/UV perspective can be against just those environments that might be the most important stellar birthplaces.

Chemical evolution. The stars are not evolving in a vacuum (well, not quite). They are marked by initial composition, and change the composition of the ISM and later-formed stars through winds, planetary nebulae, and supernovae the relative abundances of heavy elements and dust increases with time. The best place to study this is our own galaxy, for which (in our little neighborhood) we can count stars in bins of age and metallicity.

The simplest expectation is based on the one-zone closed-box model. This assumes a closed system with an initial complement of gas, in which star formation proceeds. It assumed instantaneous recycling of the elements under consideration divide the stars into those that live longer than the time of interest and those with shorter lifetimes. In this case, the rate of recycling into the ISM depends only on SFR and IMF (at that time, if the IMF changes). This is justified as a first guess since so much nucleosynthesis goes on in the most massive, short-lived stars. Define some basic parameters:

R returned fraction of gas
y the yield, fraction of stellar mass turned into heavy elements

This allows one to solve for the abundance as a function of gas content of the galaxy, not as a function of time. For this simple model, as described by Audouze and Tinsley 1976 (ARA&A 14, 43), the abundance Z of some element is related to the gas fraction (by mass) &mu according to Z = y ln &mu -1 and the fraction of all stars so far formed with abundance less than some value Z es S/S1 = [1 - &mu (Z/Z1)]/ (1 - &mu1 ) where &mu1 is the present gas fraction. These equations apply to primary elements, those produced directly from hydrogen the case for secondary elements, those requiring some seed abundance of a heavier nuclide, is more complicated. Note that different elements are recycled on different timescales, depending on what stellar masses produce them most efficiently (Wheeler, Sneden, and Truran 1989 ARA&A 27, 279).

This simple model flagrantly fails to describe the sitiation in our galaxy, a condition classically known as the G-dwarf problem there are too few low-metallicity dwarfs in our galactic disk. The usual way out is to postulate introduction of new, pristine gas into the disk at a rate comparable to that of star formation in the convenient case of exact mass balance, Z = y (1 - e 1- 1/&mu ) (Larson 1972 Nature Phys. Sci. 236, 7). To do better, one must do a detailed numerical model incorporating the full range of stellar properties, as described by Tinsley 1975 (Mem. Soc. Ital. Astron. 46, 3). These results will affect predictions of stellar population spectra, since increased abundances mean more obscuration by more dust. There have been a few premature attempts to incorporate this into predicted spectra, but it is becoming clear that the results depend entirely on the relative geometry of stars and ISM.

The best chance for progress here may be in a detailed detailed stellar census in our neighborhood (what Sandage was doing with the Mt. Wilson telescope when it was shut down). We may have to work backwards. Note that we suffer from the fact the we are surrounded by stars that came from a large part of the galaxy, and thus see results of chemical evolution mixed with

Dynamical Evolution. The linkage of kinematic and chemical properties for at least two populations (Eggen, Lynden-Bell, and Sandage 1962 ApJ 136, 735 this is what is known as A CLASSIC PAPER) has long been interpreted as showing evolution in our galaxy's stellar dynamics. More detailed distinctions probably don't have the same meaning, since scattering by molecular clouds can mimic internal evolution of the disk (and in fact cause such evolution in the opposite direction, Freeman in Nearly Normal Galaxies). The notion of quick bulge production with associated violent relaxation, followed by remaining gas collpasing to a disk with dissipation, then leisurely star formation and chemical evolution in the disk, stands up well. However, there are still major questions that should be answerable once we get clear looks at enough high-redshift galaxies (assuming they're not all distorted out of recognition by gravitational lensing). Just how did bulges form? Can they be made by merging disks? And how many mergers have there been? Simple calculations of merging timescales and current rate suggest that the number of mergers (of fairly equal galaxies) per present-day luminous galaxy has been greater than one. High-redshift radio galaxies often show multiple lumps, which got people thinking about this sort of piecemeal galaxy formation (see Djorgovski in NNG, for example), but the interpretation has since clouded. The excellent alignment of optical and radio emission suggests that we are not seeing starlight from a normal galaxy, and Hammer and collaborators have argued that we may be misled by a gravitational mirage (though that doesn't account for the cases with different optical and radio structure).

The peculiar knotty and lumpy structures of many high-redshift galaxies has led to models for wholesale morphological evolution. This issue is still unresolved because many galaxies become less symmetric when observed in the emitted UV, and because cosmological surface-brightness dimming strongly favors the detection of galaxies with high-surface brightness regions of star formation. Work in the emitted optical range (observed near-IR) should make real progress here now that adaptive optics can deliver even better resolution than NICMOS, and will surely be a major product of NGST.

Mergers certainly drive some present-day morphological evolution. Toomre in 1977 estimated a merger rate which is pretty close to later estimates like Keel and Wu (1995 AJ 110, 129) and Borne and Cheung (2000 DDA abstract 32.1101). The upshot is that bright galaxies suffer major mergers at a rate 0.3-0.4 per Hubble time, with most of this concentrated in systems that are part of bound pairs.

Structures such as rings also indicate that galaxies evolve dynamically at different rates models suggest that stars may be driven into a stable bulge+ring configuration, and that even disk structure may not be stable over very long times. On the longest timescales (10 20 years and longer), gravitational radiation will turn galaxies into massive black holes plus escaped individual stars, if protons don't decay first (Dyson 1979 Rev. Mod. Phys. 51, 447 Barrow and Tipler 1978 Nature 276, 453 Dicus et al 1982 ApJ 252, 1). The thermodynamic properties of the universe over such timespans make for interesting speculation (see Krauss & Starkman 2000 ApJ 531, 22 and Fred Adams has a whole book on this).

The monolithic collapse picture suggested by the results of ELS (and many subsequent ones) is appealing and explains the early appearance of some of the most massive galaxies. In contrast, the most straighforward interpretation of simulations of structure growth in a universe dominated by cold dark matter (CDM) is that galaxies form hierarchically - the earliest units are subgalactic by present standards, building up via repeated mergers until the present acquisition of dwarfs by large galaxies is the latest stage. Some facets of galaxy evolution evidently work like this - but others don't. Luminous galaxies are found out to around z=5, and the color-absolute magnitude diagrams of clusters to z=1.5 are so narrow that they suggest the completion of major star formation very early on. A whole range of techniques describes the star-formating behavior of galaxies as one of downsizing (apparently first so called by Cowie et al. in 1996). One way of describing it is that the characteristic mass of star-forming galaxies has declined monotonically with time - it can also be described, of course, in terms of history as a function of mass. It is probably important that something closely analogous has been derived for the growth of black holes - the characteristic mass of actively accreting black holes, as seen in AGN, has been declining roughly in a parallel (and thus, perhaps, connected, fashion). One lesson of all this is that interpreting the cosmological simulations in too much detail may be hostage to the details of gas viscosity and collapse ("gastrophysics"). The Durham group, in particular, has advocated a hybrid semi-analytical approach, in which analytical results are used to guide interpretation of statistics from simulations to go beyond the resolution of the numerical work.

The connections between galaxy bulges and central black holes, upper mass limit for individual galaxies, and star-formation histories of dwarf systems, all suggest an important role for feedback in galaxy history. This may take the form of massive stars blowing apart surrounding or neighboring clouds through winds, radiation pressure, or supernova explosions, or act as accretion onto central black holes drives radiative and mechanical pressure into the surroundings. AGN feedback may even shut down the cooling flows that would otherwise continue to grow central galaxies in clusters. (Chandra examples: cluster MS0735 | bubbles and acoustic waves in Perseus | M87 | bubbles around Cygnus A). This feedback may be related to the shutdown of star formation inm massive galaxies. (And in the context of S0 galaxies, Dressler has pointed out tat keeping our eyes on when it shut down may be as fruitful as on when it happened).


Comparing Star Formation rate in different galaxies - Astronomy

La formación de estrellas es la evolución de la galaxia atrapada en el acto. Las mediciones de la tasa de formación de estrellas (SFR) generalmente se aplican estrictamente solo a las estrellas OB y ​​pueden extrapolarse a todas las masas, ya que las menos masivas no se pueden distinguir de la población de fondo más antigua. Algunos indicadores de observación de la formación de estrellas incluyen:

Líneas de recombinación (especialmente H & alfa): la emisión lineal es característica de las regiones H II, zonas de gas ionizado alrededor de cúmulos de estrellas jóvenes que aún contienen estrellas OB (tipos espectrales B0.5 y más calientes). Estas estrellas son especiales porque son lo suficientemente calientes como para producir flujos significativos de radiación ionizante, por debajo del límite de Lyman. Las regiones H II se pueden encontrar al por mayor mediante imágenes de banda estrecha en H & alfa si la extinción interna no es demasiado grande, y también mediante estudios de radio para la emisión de líneas de recombinación (aunque esto funciona mejor en nuestra propia galaxia). Para convertir las medidas de intensidad de la línea de emisión en tasa de formación de estrellas, primero considere la física de la fotoionización y la recombinación. Utilizo la notación de Osterbrock en Astrofísica de nebulosas gaseosas y núcleos galácticos activos, lo que no será una gran sorpresa para cualquiera que vea mi institución de posgrado.

en términos de la distribución de la velocidad de los electrones f (v) y sección transversal para la captura al estado cuántico n, 2 L dado por & sigma<>. Nos ocupamos únicamente del estado 2 L, ya que aquí se producen cascadas muy rápidamente. La distribución de la velocidad puede tomarse como una forma térmica (maxwelliana) en la temperatura del electrón T (de hecho, define esta temperatura):

porque, a pesar de que los electrones se liberan con un diferente f (v)Las interacciones de Coulomb con iones (predominantemente protones) termalizan sus velocidades en una escala de tiempo corta en comparación con el tiempo de recombinación. En la llamada aproximación nebular, el átomo no se perturba después de la recombinación, de modo que la cascada radiativa subsiguiente está gobernada solo por los coeficientes de desintegración radiativa (Einstein A valores), es decir, la cascada es rápida en comparación con la escala de tiempo de la fotoionización. Entonces, el coeficiente de captura total (para todos los estados cuánticos) es & alphaA = & Sigmanorte &alfanorte y el tiempo de recombinación es

por nortemi en cm -3. A alta profundidad óptica Lyman & alpha (en la mayoría de las regiones H II, por ejemplo), la cascada se detiene en n = 2 debido a la dispersión resonante de los fotones de Lyman y la línea alfa, por lo que también definimos un coeficiente de recombinación del "caso B", comenzando la suma anterior en n = 2.

En equilibrio, habrá un equilibrio entre las tasas de fotoionización y recombinación, lo que nos permite medir la luminosidad UV ionizante de una estrella únicamente a partir de la intensidad de la radiación lineal del gas ionizado circundante. En el caso de la ionización limitada, todo el flujo ionizante de una estrella se absorbe dentro de la nebulosa (a diferencia de la materia limitada, donde todo el material está ionizado pero parte de la radiación ionizante escapa). Entonces, el número total de fotones del continuo de Lyman producidos por la estrella es

para densidad de electrones nortemi (ver Osterbrock's Astrofísica de nebulosas gaseosas y núcleos galácticos activos para los detalles sangrientos).

Si se trata de una sola estrella, la teoría de las atmósferas estelares predice norteLC en función del tipo espectral (o temperatura efectiva) y la clase de luminosidad (o etapa evolutiva). Los cuerpos negros no son necesariamente buenas aproximaciones a los espectros estelares en este rango. Una conversión a la tasa de formación de estrellas usa esquemáticamente la luminosidad (en realidad, para esta aplicación, la tasa de emisión de fotones del continuo de Lyman), la vida útil y la masa, con un promedio ponderado adecuadamente para dar cuenta de la mezcla de masas estelares que contribuyen. Como punto de referencia, el número de estrellas O7 necesarias para producir una luminosidad H & beta dada es N (O7) = 3.4 x 10 -37 L (H y beta) ergio / seg. H & alpha es aproximadamente 2,9 veces más fuerte que H & beta en condiciones de baja densidad. Siguiendo a Kennicutt 1983 (ApJ 272, 54) podemos extrapolar usando una función de masa inicial representativa (IMF) a la tasa total de formación de estrellas por encima de 10 masas solares: SFR = L (H & alpha) / 7.0 x 10 41 erg / seg, en masas solares por año, y a un SFR total SFR = L (H & alpha / 1,12 x 10 41 erg / seg. Diferentes suposiciones sobre la función de masa inicial cambiarán estas constantes (especialmente un corte o pendiente de masa inferior diferente en la secuencia principal inferior Las líneas de recombinación a veces se denominan contadores de fotones para estos fines.

Las mediciones de las líneas de recombinación óptica (nuevamente, H & alpha es más fuerte y más fácil de manejar) pueden usar fotometría de apertura de banda estrecha o imágenes. Las imágenes son un dolor de cabeza de reducción mayor, pero también pueden indicarle dónde se desarrolla la acción. El enrojecimiento es siempre un problema potencial en algunas regiones, aunque rara vez a escalas de toda la galaxia. También es necesario tener en cuenta la contribución de las líneas prohibidas [N II] adyacentes en la derivación de intensidades de H & alfa puras. Ahora hay cientos de flujos H & alfa integrados para galaxias, que abarcan los tipos de Hubble, la luminosidad y el medio ambiente. Aquí, nuevamente, es frecuentemente útil tratar con un ancho equivalente para la línea, dando un SFR normalizado en comparación con su promedio anterior. Kennicutt y Kent (1983, AJ 88, 1094) muestran esta relación entre el tipo Hubble y EW (H & alpha) (como es habitual, cortesía de la AAS):

No es sorprendente que la SFR por unidad de luz estelar ascienda a tipos posteriores de Hubble (hacia Sc). Hasta cierto punto, esto refleja las protuberancias dominantes de tipos anteriores y, sin información sobre el contenido de gas, no está tan claro lo que sucede dentro del propio disco.

Los modelos de una población en evolución con varias historias de SFR también pueden predecir colores de banda ancha, así como EW (H & alpha), resulta que H & alpha es mucho más sensible a ráfagas de pequeña masa relativa. Estas cifras de Kennicutt en Poblaciones estelares, y Kennicutt, Tamblyn y Congdon 1994 (ApJ 435, 22) comparan modelos con varios SFR (T) con galaxias espirales, la dispersión y, por lo tanto, la discriminación entre modelos es mucho menor para colores continuos. Una forma de pensar en esto es que el ancho equivalente de H & alpha es un índice de color con una línea de base que va desde 6563 & # 197 hasta el continuo de Lyman en el ultravioleta lejano.

Las curvas son modelos con diferentes historias de formación estelar (en declive). Los sistemas superiores en su Fig. 2 (arriba, cortesía de AAS) son aquellos en los que deben tener lugar estallidos transitorios de formación estelar. Más adelante habrá más que decir sobre los sistemas de explosión estelar.

Las imágenes de líneas de emisión permiten mapear la distribución tanto en el espacio como en la luminosidad de un gran número de regiones H II individuales (más apropiadamente complejos con estructura no resuelta o apenas resuelta). El ejemplo de la derecha, NGC 5427, muestra numerosas regiones H II y grupos de ellas en una imagen H & alpha + [N II] sustraída del continuo. Las regiones luminosas H II a menudo se alinean muy bien con las características de la espiral óptica, pero normalmente no tan bien como para que los brazos sean visibles solo en las regiones H II. Los anillos de formación de estrellas no son infrecuentes. Existe un rango de concentración para los brazos espirales. Hodge (1985 PASP 97, 688) ha cuantificado esto con una estadística de media vs. varianza. La función de luminosidad de las regiones H II se acerca con frecuencia a una forma de ley de potencia (Kennicutt et al. 1989, ApJ 337, 761) pero hay variaciones entre las galaxias de modo que no está claro si la distribución de la luminosidad o las propiedades de aglutinación cambian. Este tipo de análisis es particularmente vulnerable a los efectos de la resolución lineal cambiante, al hacer que una serie de pequeñas regiones H II parezcan una sola luminosa. La distinción adecuada no es obvia. Nótese que en la literatura soviética, la terminología se concentra en las estrellas y no en las regiones gigantes gaseosas H II que son generalmente idénticas a las superasociaciones. Ambos tienden a agruparse en escalas algo más grandes, complejos, lo que podría ser una forma más sólida de cuantificar las regiones de formación de estrellas.

No todas las emisiones de H & alfa impulsadas por estrellas se originan en regiones discretas de H II. La mayoría de las espirales tienen una medio interestelar difuso que contribuye tanto como la mitad del flujo de línea integrado (ver, por ejemplo, Ferguson et al. 1996 AJ 111, 2265). Varios estudios de su nivel de ionización y energética sugieren que gran parte de su ionización proviene de fotones continuos de Lyman que logran filtrarse fuera de las regiones H II individuales. Este componente compensa en cierta medida si las regiones individuales son materia o están limitadas por ionización en la estimación de una SFR global.

Intensidad ultravioleta La relación masa-vida útil de las estrellas nos dice que las estrellas que son brillantes en el UV (más allá del nivel de las estrellas evolucionadas en caliente en las elípticas) deben ser bastante jóvenes, menos de 10 9 años para las primeras estrellas A. Por lo tanto, ha habido interés en ver estrellas jóvenes y masivas directamente en la luz ultravioleta, donde se trazan estrellas que no son lo suficientemente masivas o calientes como para producir regiones H II. La medida es análoga a la escala utilizada para la interpretación de H & alpha, excepto que ahora se trata de la luminosidad en unidades de energía en lugar de unidades de fotones, y vemos la luz fotosférica directamente. Sin embargo, el enrojecimiento (extinción) es un efecto fuerte y, en consecuencia, una gran incertidumbre. A estas longitudes de onda, el polvo produce un efecto de "valla de estacas", con un rango de densidad de columna muy pequeño entre ninguna extinción significativa y ninguna transmisión significativa. La comparación entre imágenes H & alpha y UV ha resultado muy interesante, y la correspondencia detallada es menos que exacta.

Cowie y col. (1988 ApJL 332, L29, y más detalles en dos documentos de conferencia a los que se hace referencia allí) han señalado que las estrellas responsables de la luz ultravioleta son las mismas que se convierten en supernovas y producen la mayoría de los metales que pueden reciclarse para la formación estelar posterior, también. como medible a través de la emisión de línea. Existe una restricción integral que relaciona la luz ultravioleta (marco emitido) de las galaxias y la metalicidad de las galaxias en una época independiente. Los resultados actuales (por ejemplo, de los estudios de desplazamiento al rojo en el campo profundo del Hubble) indican que la mayor parte de la formación estelar ha ocurrido en z 6-10 7 masas solares, nubes moleculares gigantes o GMC) revolucionaron nuestra visión de la formación de estrellas. Estas nubes son los precursores inmediatos de la formación de estrellas, las "nubes placentarias" de las regiones gigantes H II. La mayoría de las regiones H II ópticamente visibles existen de hecho como ampollas en los bordes de tales nubes. Si se supone que los cúmulos de nubes son siempre similares, y que cualquier masa umbral para formar cúmulos de estrellas también es constante, la intensidad de CO nos dirá indirectamente la SFR. De hecho, las correlaciones existentes son consistentes con esta noción de galaxias normales.

Esta noción se romperá claramente en condiciones extremas y, de hecho, los sistemas de explosión estelar tienen gran parte de su gas molecular en configuraciones compactas de alta densidad. Además, a baja metalicidad, la cantidad de CO por H2 la masa cambiará, en gran parte porque las abundancias de C y O son menores.

Starlight integrado - Restricciones integradas en el tiempo: La luminosidad total de una galaxia en una determinada longitud de onda nos da una pista importante sobre la historia de la formación de estrellas. Es la suma de las luminosidades de todas las estrellas que no han alcanzado su estado compacto final. La luz azul es emitida más eficientemente por estrellas de unas pocas masas solares si su formación ha continuado de modo que tales estrellas (no gigantes más viejas o estrellas de la secuencia principal) dominen la luz óptica, su tasa de formación viene dada por Gallagher, Hunter y Tutukov ( 1984, ApJ 284, 544) como SFR (masas solares / año) = 2.9 x 10 -9 LB/ Lsol.

La ley de formación estelar en los discos galácticos: Dado que las estrellas provienen del gas, y ahora podemos medir más o menos directamente los componentes apropiados del gas, es útil preguntarse cómo la SFR depende de las propiedades del gas local. Un contendiente simple favorito durante muchos años ha sido la ley de Schmidt: SFR = constante x & sigmagas N donde N es el parámetro significativo. Los ajustes a esta ley han dado resultados contradictorios. El problema se ha explicado por la constatación de que existe un umbral de densidad superficial del gas por debajo del cual no tiene lugar esencialmente formación de estrellas. Si se aplica la ley de Schmidt, está muy por encima de este umbral. Existe una explicación dinámica plausible (Kennicutt 1989 ApJ 344,685 Zasov y Simikov 1988 Astrofizika 29, 190) que involucra la estabilidad del disco de gas en presencia de gas de cizallamiento rotacional que no colapsa a menos que sea lo suficientemente denso como para ser inestable bajo las condiciones de cizallamiento locales ( Quirk 1972 ApJL 176, L9 Toomre 1964 ApJ 139, 1217). La dependencia de SFR de la densidad de la superficie y la relación de la extensión de la zona de formación de estrellas con el criterio de estabilidad se muestran en las Figs. 9 y 10 de Kennicutt 1989: