Astronomiya

Halo kütləsi verilmiş ulduz kütləsi və qaz kütləsinin histoqramlarının çəkilməsi

Halo kütləsi verilmiş ulduz kütləsi və qaz kütləsinin histoqramlarının çəkilməsi



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.

Astronomiya üzrə ilk kursu keçən bir bakaliyam. Kiçik bir layihə üzərində işləyirəm. İçində mənə bir halo kütləsi təyin edildi (1.444e12 $ M_ {sun} $). Verilən halo kütləsinə yaxın kütləsi olan 100 qalaktika üçün mümkün ulduz kütlələrinin və qaz kütlələrinin histoqramlarını çəkmək istəyirəm.

İndi mən ulduz-halo kütlə əlaqəsini araşdırdım və verilmiş halo kütləsi üçün mümkün ulduz kütləsinin 1e10 ilə 1e11 arasında dəyişə biləcəyini düşündüm. $ M_ {sun} $. Ancaq bu aralıdakı ulduz kütlələrinin dəqiq paylanmasını bilmirəm.

Kimsə mənə bunu necə edə biləcəyim barədə bir başlıq verə bilərsə faydalı olar?


Yerləşdirmə¶

Anlık görüntüdəki qaz hissəcikləri üçün Plot Temperature və sıxlığı.

Könüllü açar sözlər:

rho_units: sıxlıq vahidlərini göstərin (standart cari ‘rho’ massivi ilə eyni vahidlərdir)

t_range: siyahı, sıra və ya tople

ölçüsü (t_range) 2 olmalıdır. Temperatur aralığını təyin edir.

rho_range: korniş

ölçüsü (rho_range) 2 olmalıdır. Sıxlıq üçündür.

iki faza: iki fazalı hissəciklər aşkar edilərsə, ya hər fazı ayrı-ayrılıqda qurun (‘bölün’), ya da onları birləşdirin (‘birləşmə’)

Digər plan açar söz seçimləri üçün hist2d () -ə baxın

pynbody.plot.gas. temp_profile ( sim , mərkəz = Doğru , r_units = 'kpc' , bin_spacing = 'equaln' , aydın = Doğru , fayl adı = Yoxdur , ** kwargs ) [mənbə] ¶

Potensial minimumu mərkəzə gətirin, diskin x-y müstəvisində olmasını təmin edin, sonra temperatur profilini radiusun funksiyası kimi göstərin.


HMXB & # 8217s-dən Əlaqə rəyinin modelləşdirilməsi

Müəlliflər, GADGET-3 hamar hissəcikli hidrodinamikanın (SPH) kodunun kimyəvi təkamül modelini, radiasiya ilə istiləşməni və soyudulmasını (fotonlardan enerjini yayaraq və ya absorbe edərək qazın istiləşməsinə və soyumasına imkan verən) bir versiyasını və ulduz üçün metodlardan istifadə edirlər. Tip II və Tip Ia supernovadan formalaşma və supernova rəyi. Bununla birlikdə, bu işdə yenilik, HMXB & # 8217s-dən gələn rəyləri simulyasiya edən bir modeldir. Simulyasiyaların sonlu həlli sayəsində, fərdi HMXB & # 8217s-lərdən çox, bir qalaktikada HMXB & # 8217s populyasiyasını hesablayan bir model qururlar. Ulduzların say paylanması (BVF kimi tanınır) üçün bilinən təxmini istifadə edərək müəlliflər müəyyən bir qalaktikada qara dəlik əmələ gətirən kütləvi ulduzların təxminən% 20-nin ikili sistemlərdə meydana gəldiyini təxmin edirlər. Bu sistemlər simulyasiyalarında ətraflarına 10 52 erg kinetik enerji yatırırlar (tək bir supernova partlayışından təxminən 10 dəfə çox) və təxminən 3 milyon ili X-şüaları ilə təxminən 10 38 erg s -1 parlaqlıqda yayırlar. Bununla birlikdə, bu rəqəmlər kifayət qədər məhdud deyil, lakin müəlliflər bir neçə fərqli dəyəri sınadılar və bunların ən real geribildirim (müşahidələr ilə müqayisədə) yaratdığını tapdılar.

Müəlliflər yüksək sürüşmədən aşağı 2-yə (bu gündən təqribən 5 milyard il) qədər sürüşməyə qədər inkişaf edən iki əsas kosmoloji simulyasiya hazırlayırlar, yalnız supernova geribildirim (təyin olunmuş S230-SN) və supernova geribildirim + HMXB əks əlaqə (təyin olunmuş S230-BHX) istifadə edirlər. ). Müəlliflər bu iki simulyasiyanı HMXB rəy modelinin simulyasiyalarındakı ulduz əmələ gəlməsinin ümumi dərəcəsini və simulyasiyalarındakı fərdi qalaktikaların ulduz əmələ gəlməsinin xüsusiyyətlərini necə təsir etdiyini müqayisə etmək üçün istifadə edirlər. Bu nəticələrdən bəziləri aşağıda müzakirə olunur.


1. Giriş

Gökadalar kainatdakı görünən maddənin vacib bir hissəsidir. Morfologiyalarının və ümumi xüsusiyyətlərinin müxtəlifliyini nəzərə alaraq, yerli kainatda müşahidə edə biləcəyimiz fərqli populyasiyalardan məsul olan bir neçə fiziki prosesin nəticəsi olaraq inkişaf edirlər. Bu prosesləri, xüsusən söndürmənin rolunu və iştirak edən zaman / kütlə miqyaslarını dərindən anlamaq, qalaktika meydana gəlməsini və təkamülünü dərk etmək üçün irəliyə doğru əhəmiyyətli bir addım atacaqdır.

Ümumiyyətlə, qalaktikaların ulduz əmələ gətirmə aktivliyinə görə iki əsas populyasiyaya təsnif edildiyi məlumdur: ulduz əmələ gətirən sistemlər və səssiz (passiv) obyektlər (Blanton və digərləri 2003 Baldry və digərləri 2004 Balogh et al.) 2004 Brinchmann et al.2004 Kauffmann et al.2004 Cassata et al.2008 Pallero et al. 2019 Davies et al. 2019). Ulduz əmələ gətirən qalaktikalar aktiv şəkildə yeni ulduzlar meydana gətirir, mavi rənglərə və gec tip morfologiyalara sahibdirlər və ümumiyyətlə gəncdirlər (Blanton və digərləri. 2003 Kauffmann və digərləri. 2003 Noeske və digərləri. 2007 Wuyts və digərləri. 2011). Digər tərəfdən, sakit qalaktikalar ulduz meydana gəlməsi fəaliyyətini göstərmir, qırmızı rənglərə və erkən tip morfologiyalara sahibdir və ümumiyyətlə köhnədir (Baldry və digərləri 2004 Gallazzi və digərləri. 2008 Wetzel və digərləri. 2012 van der Wel et al. 2014 ).

Qalaktika xüsusiyyətlərinin həm ətraf mühitə, həm də ulduz kütləsinə bağlı olduğu təsbit edildi. Ümumiyyətlə, daha sıx mühitdəki qalaktikalar tipik olaraq erkən tip morfologiyalara sahibdir və daha az ulduz əmələ gətirir, daha qırmızı, daha yaşlı və daha çox metalla zəngindir (Dressler 1980 Kauffmann et al. 2004 Cooper et al. 2010 Peng et al. 2010 von der Linden və s. 2010) və eyni meyllər daha kütləvi qalaktikalar üçün hələ də qüvvədədir (Kauffmann et al. 2003 Baldry et al. 2006 Weinmann et al. 2006 Bamford et al. 2009 Peng et al. 2010). Ətraf mühitin və ulduz kütləsinin qalaktikaların söndürülməsi üçün əhəmiyyətli olduğu aşkar edilmişdir, lakin hələ ətraf mühitlə kütlə arasındakı qalaktikanın söndürülməsində ən vacib rol oynadığı barədə dəqiq bir məlumatımız yoxdur (bəzən təbiət / bəslənmə olaraq da adlandırılır) mübahisə).

Ötən illər ərzində qalaktikanın söndürülməsini izah etmək üçün həm ətraf mühit, həm də ulduz kütləsi ilə əlaqəli bir çox fiziki proseslər tətbiq edilmişdir (Noeske və ark. 2007 Peng və s. 2010 Sobral və s. 2011 Muzzin və s. 2012, 2013 Darvish və s. . 2016 Trussler et al. 2018). Öncü işlərində Peng et al. SDSS və zCOSMOS məlumatlarını istifadə edən (2010), ulduz meydana gəlməsini söndürməkdə ulduz kütləsi və ətraf mühitin qarşılıqlı müstəqilliyini nümayiş etdirdi. Qurduqları ampirik modeldən kütləvi və ətraf mühitin söndürülməsinin təsirlərini ayırd edə bildilər və kütləvi söndürmənin ətraf mühitdən və qırmızı sürüşmədən asılı olmayaraq qalaktikalarda ulduz əmələ gəlməsinin söndürülməsindən məsul olan əsas proses olduğunu tapdılar. Digər tərəfdən, ətraf mühit prosesləri aşağı sürüşmə və az kütləli qalaktikalar üçün vacib hala gəlir. Bir sözlə, kütləvi qalaktikalar, yerləşdikləri mühitdən asılı olmayan daxili proseslər və daha sıx mühitdəki qalaktikalar, ulduz kütlələrindən asılı olmayan proseslər sayəsində daha çox söndürülür.

Kütləvi söndürmə ümumiyyətlə qalaktika kütləsindən asılı olan daxili proseslərə aiddir. Xarakterik ulduz kütlə rejimindən asılı olaraq müxtəlif proseslər təklif edilmişdir. Aşağı kütləli rejimdə (), ulduz küləkləri / radiasiya və ya supernova partlamaları kimi ulduz rəyləri ilə hərəkət edən qaz axınlarının ulduz əmələ gəlməsində mühüm rol oynadığı düşünülür (Larson 1974 Dekel & amp Silk 1986 Dalla Vecchia & amp Schaye 2008). Daha kütləvi qalaktikalar () üçün, xüsusən də qabarıqlığı qabarıq bir hissəyə sahib olanlar üçün AGN rəyinin ulduz əmələ gəlməsini dayandırmaqda daha təsirli olduğu görünür. AGN, ətrafdakı soyuq qazı ya radio jetləri və ya küləklər vasitəsi ilə enerji vurmaqla istiləşdirmək, ya da güclü axınlarla qaz tərkibini süpürmək üçün kifayət qədər güclü ola bilər (Croton et al. 2006 Fabian 2012 Fang et al. 2013 Cicone et al.) 2014 Bremer və digərləri 2018).

Ətraf söndürmə, ümumiyyətlə, qoç təzyiqi soyma (Gunn & amp Gott 1972 Poggianti et al. 2017), boğulma və ya aclıq (Larson et) kimi qalaktikalar və ətrafları arasındakı qarşılıqlı əlaqələr səbəbindən ulduz meydana gəlməsini söndürən bir proses və ya bir sıra proseslər kimi nəzərdə tutulur. 1980 Moore et al. 1999) və taciz (Farouki & amp Shapiro 1981 Moore et al. 1996). Kümələrə yığılmış Ram təzyiqi soyma, ulduzlararası mühitdəki (ISM) soyuq qazı və onun içindəki mühit arasındakı qarşılıqlı təsirdən kənarlaşdırır və beləliklə isti qaz soyuyub soyuq qaz anbarını doldura bilmədiyi təqdirdə daha çox ulduz əmələ gəlməsini maneə törədir. Aclıq (və ya boğulma) böyük bir sistemdə bir qalaktika toplandığı anda ani olduğu qəbul edilən və soyutma üçün mövcud isti qazı tamamilə ortadan qaldıran və bu səbəbdən daha çox ulduz meydana gəlməsi üçün yanacağı dayandıran bir müddətdir. Təcavüzlər bunun əvəzinə qazın çıxarılmasına və soyuq qazın bir hissəsinin ulduzlara çevrilməsinə səbəb ola biləcək yaxın qalaktika-qalaktika qarşılaşmalarının nəticəsidir.

Yuxarıda göstərilən bütün kütləvi / ətraf mühit prosesləri başqa şəkildə mərkəzi qalaktikalarda (kütləvi söndürmə) və peyk qalaktikalarında (ətraf mühitin söndürülməsi) təsir göstərən proseslər kimi təsnif edilə bilər. Mərkəzlər ya sahə qalaktikaları ya da qrupların / qrupların mərkəzində yaşayan ən kütləvi qalaktikalardır, peyklər əvvəllər mərkəz olmuş və bir zamanlar daha böyük bir sistemə yerləşmiş peyk olmuşlar. Bu mərkəzi / peyk dixotomiyası tez-tez (xüsusən nəzəri tərəfdə) kütləvi / ətraf mühitin söndürülməsi ilə paralellik kimi istifadə olunur (məsələn, van den Bosch və digərləri. 2008 Peng və digərləri. 2012 Wetzel et al. 2013 Contini et al. 2017b) .

Qalaktikaların təkamül tarixində söndürmənin nəyin üstünlük təşkil etdiyini anlamaq üçün onların töhfələrini ayırmaq lazımdır. Son bir neçə ildə ulduzların meydana gəlməsinin necə olduğunu anlamaq üçün bir çox tədqiqat bu məsələyə yönəldi (məsələn, Kauffmann et al. 2003 Muzzin et al. 2012 Koyama et al. 2013 Darvish et al. 2016 Laganá & amp Ulmer 2018 və buradakı istinadlar). (SFR) və ya rənglər kütləvi söndürmənin kəmiyyətini göstərən sabit ulduz kütləsindəki halo kütləsindən / klasterentrik məsafədən və SFR –dən asılıdır.M* münasibətlər ətraf mühitin söndürülməsini təyin edən bir mühitin funksiyası olaraq fərqli dəyişkənliklərdə dəyişir. Ulduz kütlənin bir rol oynadığını bilsək də, ətraf mühiti narahat edən mənzərə hələ aydın deyil. Bir sıra tədqiqatlar, qalaktikaların daha kütləvi halolarda sönməyin və ya qırmızı olma ehtimalı daha yüksək olduğunu aşkar etdi (bax: Balogh və ark. 2000 De Propris və digərləri. 2004 Weinmann et al. 2006 Blanton & amp Berlind 2007 Kimm et al. 2009) , lakin digərləri (məsələn, Pasquali et al. 2009 Vulcani et al. 2010 Muzzin et al. 2012 Koyama et al. 2013 Darvish et al. 2016 Laganá & amp Ulmer 2018) ya halo kütləsindən, ya da çoxluqlu məsafədən asılı və ya az asılılıq tapdılar.

Bu yazıda Contini və digərlərində təsvir olunan analitik modeldən istifadə edirik. (2017a, 2017b) yüksək qətnamədən inşa edilmiş birləşmə ağacı ilə birləşdi N- bədən simulyasiyası. Model ulduz kütləsi funksiyasını yüksək qırmızı sürüşmə ilə uyğunlaşdırmaq və təkamülünü zamanla ortalama (1) ilə təxmin etmək üçün hazırlanmışdırσ) & lt0.1 dex-in ulduz kütləsində üç sıradan çox böyüklükdə dəqiqliyi z

0.3. Modelimiz, ulduz formasiyasının söndürülməsini, ulduz kütləsi və ya növü (peyk / mərkəzi) kimi bir neçə qalaktika xüsusiyyətindən asılı olan zamanla ulduz əmələ gəlməsi nisbətinin çökməsinə görə müalicə edir. Ətraf mühit və kütləvi söndürmə artıq modelimizdə tətbiq olunur. Bu sənədin əsas məqsədi əsas söndürmə rejimini (kütlə və ya mühit) qırmızı sürüşmə funksiyası kimi müəyyənləşdirmək və nəticələrimizi ədəbiyyatda mövcud olanlarla müqayisə etməkdir.

Bu sənəd aşağıdakı kimi qurulmuşdur. Bölmə 2-də modelimizin və simulyasiyanın əsas xüsusiyyətlərini təsvir edirik. Bölmə 3-də Bölmə 4-də tamamilə müzakirə ediləcək nəticələrimizi təqdim edirik. Bölmə 5-də təhlilimizin əsas nəticələrini ümumiləşdiririk. Bu sənəd boyunca standart bir kosmologiyadan istifadə edirik, yəni Ωλ = 0.73, Ωm = 0,27, Ωb = 0.044, h = 0.7 və σ8 = 0.81. Ulduz kütlələr bir Chabrier (2003) ilkin kütlə funksiyası (IMF) götürülərək hesablanır.


Ən Zəif Cırtdan Qalaktikalar

Joshua D. Simon
Cild 57, 2019

Mücərrəd

Ən aşağı parlaqlıq (L) Samanyolu peyk qalaktikaları, qalaktika parlaqlığı funksiyasının həddindən artıq alt sərhədini təmsil edir. Bu ultra zəif cırtdanlar ən qədim, qaranlıq maddə üstünlük təşkil edən, metal yoxsul və ən az kimyəvi cəhətdən inkişaf etmiş ulduz sistemləridir. Daha çox oxu

Əlavə materiallar

Şəkil 1: Zamanın funksiyası olaraq Samanyolu peyk qalaktikalarının siyahıyaalınması. Burada göstərilən obyektlər, spektroskopik olaraq təsdiqlənmiş bütün cırtdan qalaktikaları və l-ə əsaslanan cırtdanlardan şübhələnilənləri əhatə edir.

Şəkil 2: Samanyolu peyklərinin mütləq böyüklükdə () və yarım işıq radiusunda paylanması. Təsdiqlənmiş cırtdan qalaktikalar tünd göy rəngli dairələr və cırtdan qala olduğundan şübhələnilən obyektlər kimi göstərilir.

Şəkil 3: Mütləq böyüklüyün funksiyası olaraq ultra zəif Samanyolu peyklərinin mənzərə xətti sürət dispersiyaları. Ölçmələr və qeyri-müəyyənliklər səhv çubuqları olan mavi nöqtələr kimi göstərilir və% 90 c.

Şəkil 4: (a) Parlaqlığın funksiyası olaraq ultra zəif Samanyolu peyklərinin dinamik kütlələri. (b) Bir funksiya olaraq ultra zəif Samanyolu peykləri üçün yarım işıq radiusundakı kütlə ilə işıq nisbətləri.

Şəkil 5: Samanyolu peyklərinin mütləq böyüklüyündən asılı olaraq ortalama ulduz metallıqları. Təsdiqlənmiş cırtdan qalaktikalar tünd göy rəngli dairələr və cırtdan olduğundan şübhələnilən obyektlər kimi göstərilir.

Şəkil 6: Ultra zəif cırtdanlarda ulduzların metallıq paylanma funksiyası. Burada göstərilən metalliklərə dair istinadlar Əlavə Cədvəl 1-də verilmişdir. Bu məlumatların kifayət qədər heterojen olduğunu qeyd edirik.

Şəkil 7: UFD-lərdə ulduzların kimyəvi bolluq nümunələri. Burada (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] və (c) [Ba / Fe] nisbətləri metallıq funksiyaları olaraq göstərilmişdir. UFD ulduzları rəngli diamo şəklindədir.

Şəkil 8: Zəif ulduz sistemlərinin məsafə, mütləq böyüklük və tədqiqat dərinliyinin funksiyaları kimi aşkarlanması. Qırmızı döngə, bir cismdəki 20 ən parlaq ulduzun parlaqlığını bir funksiya olaraq göstərir.

Şəkil 9: (a) Segue 1-in rəng ölçüsü diaqramı (Muñoz və digərlərinin fotometriyası 2018). Kölgəli mavi və çəhrayı böyüklük bölgələri mövcud mühitlə əldə edilə bilən təxmini dərinliyi göstərir.


Metodlar

Müşahidə məlumat dəsti

Müşahidə məlumatları iki əlaqəli qalaktika kataloqundan alınmışdır. Birincisi, ulduz kütlələri, SFR-lər və SFR-lərin siyahısını verən xGASS sorğusunun 14-ə (bax http://xgass.icrar.org) ‘nümayəndə nümunəsi’. HMən yaxınlıqdakı 1179 qalaktikadan ibarət kütlələr (digər xüsusiyyətlər arasında) (0.01 & lt.) z & lt 0.05) geniş bir ulduz kütləsi ilə (Mulduz = 10 9 − 10 11.5 M ). İkinci kataloqu xCOLD GASS anketidir 13 (bax http://www.star.ucl.ac.uk/xCOLDGASS). H2 eyni qırmızı sürüşmə və ulduz kütlə paylanmasına sahib 532 qalaktikanın kütlələri. CO-nun parlaqlığı H2 xCOLD GASS tərəfindən qəbul edilmiş kütlə çevrilmə faktoru, CII və CO xətti emissiyası, qaz fazası metalikliyi və SFS 65-dən qarşılıqlı təsir ilə birləşdirilmiş çox fazalı ISM simulyasiyalarının radiasiya köçürmə analizindən əldə edilmişdir. İki kataloqu təmin edilmiş GASS kataloqu identifikatorlarına əsaslanan xarici birləşmə ilə birləşdirdilər və nəticədə 1234 yaxınlıqdakı qalaktikalardan ibarət birləşmiş məlumat dəsti əldə edildi. İki kataloq arasındakı üst-üstə düşmə çox yüksəkdir (xCOLD GASS nümunəsindəki qalaktikaların yalnız 55-i xGASS-ın bir hissəsi deyil) ki, bu da birləşdirilmiş xGASS / xCOLD GASS kataloqu SFR-lər arasındakı əlaqəni öyrənmək üçün əla bir məlumat dəsti edir. HMənH2 yaxınlıqdakı qalaktikaların kütlələri. Birgə kataloqdakı ulduz kütlələri yenilənmiş SDSS Data Release 7 (DR7) median kütlə qiymətləndirmələri ilə əvəzləndi https://home.strw.leidenuniv.nl/jarle/SDSS. Orijinal və yenilənmiş ulduz kütlələri, bir çox qalaktikadan başqa hamısı üçün% 1-dən daha yaxşı olduğunu qəbul edirlər. Güncəllənmiş SDSS DR7 məlumatları da ulduz kütlə ölçmə qeyri-müəyyənliklərini təmin edir (bunlar

Qalaktikaların% 80-dən çoxu üçün 0,08-0,1 dex). Birgə kataloqu Əlavə Məlumat şəklində əldə etmək olar, bax Əlavə Qeyd 4.

Bu məqalədəki analiz birgə kataloqdan yaradılan iki alt nümunədən istifadə edir. Birincisi, bütün 1012 qalaktikalar Mulduz = 10 9 − 10 11 M təmsilçi nümunədən ‘nümayəndə xGASS / xCOLD GASS nümunəsi’ yaratmaq üçün birgə kataloqdan seçilir. İkincisi, 1066 qalaktikanın hamısı Mulduz = 10 9 − 10 11 M birgə kataloqdan ‘genişləndirilmiş xGASS / xCOLD GASS nümunəsi’ əmələ gətirir. Hər iki nümunə də bir-birinə bənzəyir, lakin sonuncusu H ölçülmüş 43 əlavə qalaktikanı əhatə edir2 kütlələr və H-də aşkarlanmayan 11 əlavə qalaktika2. Bu 54 əlavə mənbənin orta SFR-si

7.1M yr −1, təmsil olunan nümunədəki orta SFR-dən demək olar ki, 5 dəfə yüksəkdir, orta ulduz kütlələri isə (lg)Mulduz/M

10.2) praktik olaraq eynidir. Bu, starburstların bu əlavə mənbələrin böyük bir hissəsini təşkil etdiyini göstərir. Beləliklə, genişləndirilmiş nümunə ulduz püskürən qalaktikaların xüsusiyyətlərini ulduz püskürən və ulduz püskürməyən qalaktikalar arasındakı nisbətləri qərəzləndirmək hesabına daha yaxşı məhdudlaşdırmağa imkan verir.

Birləşdirilmiş məlumat dəstindəki qalaktikaların təxminən 30% -i SFR qiymətləndirmələrinə malikdir, lakin qeyri-müəyyənliklərinin kəmiyyət göstəricisindən məhrumdur. İki seçim nəzərdən keçirildi. Birinci ehtimal, mövcud bütün SFR qiymətləndirmələrinin böyük bir hissəsinin analizdən kənarlaşdırılması ilə nəticələnən bütün bu qalaktikaların SFR-lərinin itkin kimi qeyd edilməsidir. Alternativ yanaşma, regresiya analizinə əsaslanan SFR qeyri-müəyyənliklərini ehtiva etməkdən ibarətdir. Xüsusi olaraq, SFR qeyri-müəyyənliyi, SFR qeyri-müəyyənliyi olan bu qalaktikalar üçün SFR və ulduz kütləsinin funksiyası kimi uyğun ola bilər. Məqalədə göstərildiyi kimi təhlil ikinci yanaşmanı təqib edir, lakin əvəzinə birinci seçim seçildikdə heç bir əhəmiyyətli fərq tapılmadı. Bütün SFR ölçmələri, SFR ölçmə qeyri-müəyyənliyindən aşağı olduqda senzuraya məruz qalır. Aşkar edilməyən ölçmə qeyri-müəyyənliyi HMən (CO) mənbələri 1/5 5- olaraq təyin edilmişdirσ (1/3 the 3-σ) xGASS (xCOLD GASS) kataloqunda verilmiş aşkarlama həddi.

Ulduz əmələ gəlməsinin və qaz tərkibinin çox ölçülü modeli

Həqiqi SFR-lərin, molekulyar qazın və neytral qaz kütlələrinin sabit ulduz kütləsində birgə paylanması Mulduz davamlı bir komponentdən və ayrı bir 'sıfır komponentdən' ibarət çox dəyişkən paylama kimi modelləşdirilmişdir. Sıfır komponent, yox olan SFR və qaz kütlələri olan qalaktikaları hesab edir, davamlı komponent isə nizamlı ulduz əmələ gətirən qalaktikalar və yüksək SFR və / və ya qaz kütlələrinə sahib 20,21,67 olan bütün digər qalaktikaları modelləşdirir. Beləliklə, ehtimal sıxlığı

harada θ isə davamlı komponenti təsvir edən parametrlər toplusudur π0 qalaktikanın sıfır komponentə aid olma ehtimalı və δ Dirac delta funksiyasıdır. Hər ikisi də θπ0 funksiyalarıdır Mulduz. Bu iki komponentli modelə əlavə olaraq səkkiz komponentli bir model araşdırıldı. İkincisində, qalaktikalar hər bir SFR üçün sıfır komponentə aid ola bilər (ya da aid ola bilməz),_ <<< rm>> _ << rm>>>,_ <<< rm>> _ <2>> ), yəni yox olan SFR-lərə sahib ola bilər, ancaq qaz kütlələrini yox etməzlər və əksinə. Beləliklə, səkkiz komponentli modeldə yeddi (qismən) sıfır komponent və bir tam fasiləsiz komponent mövcuddur. Bununla birlikdə, bir Bayes təhlili göstərdi ki, səkkiz komponentdən yalnız ikisi ümumi ehtimala əhəmiyyətli dərəcədə kömək edir. Bu iki komponent iki komponentli modeldəki sıfır komponentli və davamlı komponentdir. Nəticə etibarı ilə iki komponentli model standart seçim olaraq qəbul edildi.

Birgə paylanmanın davamlı komponenti Gauss kopulunun köməyi ilə modelləşdirilmişdir. Bu yanaşma, çox dəyişkən normal paylamaları özbaşına davamlı marginal paylanmalara imkan vermək üçün ümumiləşdirir. Korrelyasiya quruluşu 3 × 3 korrelyasiya matrisinin diaqonal xaricdəki 3 əmsalı ilə tamamilə tutulur R, marjinal (bir ölçülü) paylamalar iki qamma paylanmasının qarışığı kimi modelləşdirilir. İlk qamma komponenti adi ulduz əmələ gətirən qalaktikaların SFR-lərinə və ya qaz kütlələrinə uyğundur. Bir forma ilə parametrlənmişdir (aSF) və miqyaslı (bSF) parametr. İkinci, sub-dominant qamma komponenti yüksək SFR-lər (yəni ulduz partlaması) və ya qaz kütlələri 23-dən çox olanları hesab edir. Parametrləri aSF, çöldə, bSF, çöldə. Budur, miqyas bSF, çöldə SFS zirvəsinə nisbətən ölçülür. SFS-nin pik mövqeyi təbii olaraq 20, ulduz partlamaları və sıfır komponent xaric edildikdən sonra qalaktikaların lgSFR paylanması rejimi olaraq təyin olunur. Parametrləri olan qamma paylanmış SFR-lər üçün aSFbSF, SFS-nin zirvəsi aSFbSF. Pik mövqeyi NGS və MGS üçün oxşar şəkildə müəyyən edilir. Qamma qarışığındakı ikinci qamma komponentinin hissəsi fSF, çöldə. Marginal paylamaları HMənH2 sabitdir Mulduz tamamilə analoji şəkildə modelləşdirilmişdir.

Birincil qamma komponentinin meyl və miqyas parametrləri lg-nin xətti funksiyaları kimi modelləşdirilmişdirMulduz yamaclarla m və kəsmə n hər bir parametr üçün ətraflı məlumat üçün Əlavə Qeyd 1-ə baxın. Yamac açıları ( ( phi = arctan (m) )) və mənşəyə dik məsafələr ( (d = n cos ( phi) )) həqiqi model parametrləri əvəzinə 68 əvəzinə istifadə olunur. mn. Müşahidə nümunəsində həddindən artıq SFR və ya qaz kütləsi olan qalaktikaların nisbətən az olduğunu nəzərə alaraq, ulduz kütləsindən asılılığını modelləşdirməyə cəhd göstərilmir. aSF, çöldə, bSF, çöldəfSF, çöldə. Əksinə, qalaktikaların əhəmiyyətli bir hissəsi, sadiq modelin proqnozlarına görə sıfır komponentə aiddir. Bu hissə asılı olmalıdır Mulduz ulduz kütləsi 69 olan qalaktikaların səssiz hissəsindəki artım nəzərə alınaraq. Buna görə də π0, (< rm> < pi> _ <0> = mathrm, (< pi> _ <0> / (1 - < pi> _ <0>)) ), lg-nin xətti funksiyası kimi modelləşdirilmişdirMulduz, yamac açısı ilə (ϕ0) və mənşəyə dik məsafə (d0) əsas parametrlər kimi.

Modelin ümumi parametr sayı 26-dır. SFR, neytral və molekulyar qaz kütlələri üçün qamma qarışığının ulduz kütləsindən asılı parametrlərinin meylini və kəsilməsini, üç korrelyasiya əmsalı və sıfır komponentin ulduz kütləsindən asılılığını təyin edən iki parametr. Bütün model parametrləri üçün təxminlər Əlavə Qeyd 1-də verilmişdir.

Bayes təhlili

Müşahidə məlumatları verilən model parametrlərinin ehtimalı https://github.com/rfeldmann/leopy saytında mövcud olan LEO-Py 20 ilə hesablanır. Ehtimal ehtimalı, SFR və qaz kütləsi ölçmələrinin müşahidə qeyri-müəyyənliklərini və aşkar hədlərini hesablayır. Ölçmə səhvlərinin normal olaraq sıfır orta və ölçü qeyri-müəyyənliyi ilə verilən standart bir sapma ilə paylandığı qəbul edilir. İtkin SFR-lər, HMən, və ya H2 kütlələrin təsadüfi (MAR) itkin olduğu qəbul edilir, yəni müəyyən bir girişin itkin düşmə ehtimalı itkin dəyərin özünə deyil, digər qalaktika xüsusiyyətlərinə (məsələn, ulduz kütləsinə) bağlı ola bilər. Bütün model parametrləri üçün çox zəif əvvəlcələr qəbul edilmişdir. Hər bir yamac açısı üçün vahid, sərhədli əvvəlcədən istifadə olunur ϕ və dik məsafə d. Korrelyasiya əmsallarının 3 vektoru üçün əvvəlcədən korrelyasiya matrisinin müsbət yarı qəti və əks halda sıfır olduğu (−1, 1) 3 alt həcmi üzərində vahid modelləşdirilmişdir. Müşahidə məlumatları verilən model parametrlərinin ehtimalı ehtimalın və əvvəlcənin məhsulu ilə verilmişdir (mütənasiblik sabitliyi modulu). Bununla yanaşı, qəbul edilmiş bütün əvvəlcəlliklər parametr hüdudları daxilində vahid olduğundan, bu ehtimal bütün parametrlər hüdudlarında olduqda ehtimala (mütənasiblik sabitliyi modulu) bərabərdir və əks halda 0 təhlili asanlaşdırır. Model parametrlərinin arxa ehtimal paylanması MCMC ansambl nümunə götürən emcee 24 ilə seçilmişdir. Emcee, 1720 yürüyüşçü istifadə edərək 1.5000 təklif miqyası parametri ilə cəmi 15000 addım atıldı. İlk 4000 addım yanmış hesab edildi və analizdən atıldı. Divar saatı müddətini azaltmaq üçün, ulduz kütlələrinin qeyri-müəyyənliklərini ölçmək (

0.09 dex) nəzərə alınmadı. Lakin bu sadələşdirmə təqdim olunan nəticələri əhəmiyyətli dərəcədə təsir etmir, bax Əlavə Cədvəl 1-4. Bundan əlavə, bütün MCMC hesablamaları, İsveçrə Milli Supercomputing Mərkəzindəki 864 nüvədə MPI ilə paralel olaraq aparıldı.

Süni müşahidələr

Bu iş, modelin müşahidələrin ağlabatan bir təsvirini verdiyini təsdiqləmək və müəyyən bir model parametrləri dəsti üçün həm faktiki, həm də aydın qalaktika xüsusiyyətlərinin ehtimal paylanmasını qurmaq üçün süni məlumatlardan istifadə edir. Aşağıdakı prosedur müəyyən edilmiş ölçülü saxta bir kataloq hazırlayır (Nistehza). Birincisi, Nistehza ulduz kütlələri xGASS / xCOLD GASS məlumat dəstinin həqiqi kütlə paylanmasından alınır. İkincisi, verilmiş bir istehza obyekti təsadüfi olaraq ya sıfır komponentə, ya da ehtimal ilə birgə paylanmanın davamlı hissəsinə verilir π0 bu ulduz kütləsindən asılıdır. Sıfır komponentdəki istehza obyektlərinə sıfır faktiki SFR və qaz kütlələri verilir.

Davamlı komponentdəki hər bir istehza obyekti üçün 3 ölçülü təsadüfi dəyişən ( overrightarrow=(_ <<< rm>>_<2>>,_ <<< rm>> _ << rm>>>,_ << rm>>) ) bir korrelyasiya matrisi ilə verilmiş bir kovaryans matrisi ilə birgə normal paylanmadan alınmışdır R. R model parametrləri ilə tam müəyyənləşdirilmişdir. Sonradan, ( overrightarrow) 3 vektorlu ( overrightarrow-a çevrilir) həqiqi (_ <<< rm>>_<2>>) , (_ <<< rm>> _ << rm>>> ) və Xəritəçəkmə ilə SFR dəyərləri (_=_^ <-1> circ Phi (_)) harada X ∈ <>2, HMən, SF> müşahidə edilə bilənlərdən birinə uyğundur ( (_ <<< rm>>_<2>>) , (_ <<< rm>> _ << rm>>> ) və ya SFR), FX ilə uyğun olan müşahidə olunanın məcmu paylanmasıdır X verilmiş üçün MulduzΦ standart normal paylanmanın məcmu paylanmasıdır.

Üçüncüsü, müşahidəli qeyri-müəyyənliklər bütün süni obyektlər üçün ( overrightarrow) dəyərlərinə əsasən hesablanır) və Mulduz. “Müşahidəli məlumat dəsti” ndə müzakirə olunan yanaşmaya, SFR-lərin müşahidə qeyri-müəyyənliklərinə bənzərdir._ <<< rm>> _ << rm>>> ) və (_ <<< rm>> _ <2>> ) bu müşahidə olunanların və lg dəyərindən istifadə edərək xətti reqressiya ilə qiymətləndirilirMulduz proqnozlaşdırıcılar kimi. Müşahidə səhvləri ( delta overrightarrow) (standart çox dəyişkən normal paylanmadan çəkilmiş, lakin standart sapmalar əvvəlcədən hesablanmış müşahidə qeyri-müəyyənliyi ilə veriləcək şəkildə qaldırılmışdır) ( overrightarrow) aydın (istehza) müşahidələr əldə etmək, yəni (< overrightarrow)> ^ << rm>> = overrightarrow+ delta overrightarrow). Nəhayət, müvafiq aşkarlama limitlərinin altına düşən istehza müşahidələri (3-σ üçün (_ <<< rm>>_<2>>) , 5-σ üçün (_ <<< rm>> _ << rm>>>) , 1-σ SFR-lər üçün) senzuraya məruz qalmış kimi qeyd olunur.

Təkamül modeli

Kağız formanın analitik modelini təqdim edir

və bəzi proqnozlarını təhlil edir. Yuxarıdakı tənlikdə, t kosmik zamandır, (_ << rm>>=_ << rm>, << rm>>_<2>>/_ <<< rm>> _ <2>> ) ümumi qaz tükənmə müddətidir, (_ <<< rm>>_<2>>=_ <<< rm>>_<2>>/_ << rm>> ) molekulyar qaz hissəsidir, Mqaz(t, s) bilinən qaz kütləsi tarixçələr ailəsidir və s müəyyən bir təkamül yolunu göstərən bir ölçülü parametrdir. SFR, ulduz kütləsinin vaxt türevidir, yəni SFR (t, s) = ∂Mulduz(t, s)/∂t, ulduz kütləsi itkisi və qalaktika birləşmələri sayəsində kütlə çoxluğu nəzərə alınmır. Birincisi, ani təkrar işlənmə təxminən 70,71 qəbul edilərək qismən hesablana bilər, ikincisi isə ulduz əmələ gətirən qalaktikaların ulduz kütlələrinin çoxunu in situ ulduz əmələ gəlməsi 72 yolu ilə əldə etdikləri nəzərə alınmaqla ağlabatan bir fərziyyədir.

“Qaz tükənmə dövrləri” ndə göstərildiyi kimi tipik ulduz əmələ gətirən qalaktikalar üçün molekulyar qaz tükənməsi Mulduz və SFR və potensial olaraq müstəqildir zyəni, (_ << rm>, << rm>>_<2>>(_ << rm>>, < rm>) propto _ << rm>> ^ < beta> << rm>> ^ < alfa> ). Bundan əlavə, “Müzakirə” də müzakirə olunduğu və Əlavə Şəkil 6-da göstərildiyi kimi, molekulyar qaz fraksiyası asılıdır Mulduz (və potensial olaraq t) lakin SFR-də əhəmiyyətli dərəcədə deyil. Beləliklə, Eq. (5) kimi də yazmaq olar

Tənlik (6) ilə birlikdə Mulduz(0, s) = 0 hər hansı bir sabit üçün başlanğıc dəyər problemidir s. Ədədi olaraq həll edilə bilər, məsələn, Python scipy.integrate modulundakı həll_ivp funksiyası ilə əldə etmək üçün Mulduz(t, s) hamı üçün t. Daha sonra SFR'lər (6) tənliyindən, molekulyar qaz kütlələrindən (_ <<< rm>>_<2>>=_ << rm>, << rm>> _ <2>> < rm> ) və neytral qaz kütlələri (Helium daxil olmaqla) (_ <<< rm>> _ << rm>>>=_ << rm>>-_ <<< rm>> _ <2>> ). Təkamül modeli SFS, NGS və MGS-nin funksional formalarını yalnız dolayı yolla (_ << rm>, << rm>> _ <2>> ) və (_ <<< rm>> _ <2>> ), Şəkil 1-də göstərilənlərlə razılaşaraq miqyaslı əlaqələrin mütləq şəkildə proqnozlaşdırılmasına səbəb ola bilməz. Məsələn, qalaktikalar (6) -ya uyğun olaraq sabit qazla inkişaf edərsə, onların SFS meylləri tam xətti olacaqdır. kütlələr və (_ <<< rm>> _ <2>> propto _ << rm>> ^ < gamma> ) (bax Əlavə Müzakirə). Model proqnozlarını və SFS, MGS və NGS-nin müşahidə ölçmələrini müqayisə etmək, beləliklə qalaktikaların qaz böyüməsi tarixinə məhdudiyyətlər qoymağa imkan verir.

Denklik (1), (üçün güc qanunu yaxınlaşmasıdır_ << rm>, << rm>> _ <2>> ) SFR və Mulduz. Bu şərti seçim olsa da, alternativ bir yanaşma qarşılıqlı molekulyar tükənmə müddətinə uyğundur (_ << rm>, << rm>> _ <2>> ^ <-1> ) bir güc qanun funksiyası olaraq (_ <<< rm>> _ <2>> ) və Mulduzyəni, (_ << rm>, << rm>>_<2>>^<-1>(_ << rm>>,_ <<< rm>> _ <2>>) = a ^ < prime>_ << rm>> ^ <- beta ^ < prime >>_ <<< rm>> _ <2>> ^ <- alpha ^ < prime >> ). Əlavə Şəkil 8-də göstərildiyi kimi (bax Əlavə Qeyd 5), (_ << rm>, << rm>> _ <2>> ^ <-1> ) (ilə zəif tərəzi)_ <<< rm>> _ <2>> ) ( ( alpha ^ < prime> = - 0.17 )) (nin zəif SFR asılılığı ilə keyfiyyət sazişində_ << rm>, << rm>> _ <2>> ) (1) tənliyində. Verilən qalaktikaların SFR'ləri (_ <<< rm>> _ <2>> ) və Mulduz (köməyi ilə) hesablamaq olar_ << rm>, << rm>> _ <2>> ^ <-1> ) aşağıdakı kimi:

Bu alternativ model Eq ilə eyni formadadır. (6) və beləliklə eyni şəkildə həll edilə bilər. Əslində hər iki model eynidir, əgər ( beta ^ < prime> = beta / (1+ alpha) ), ( alpha ^ < prime> = alpha / (1+ alpha) ) və (a ^ < prime> = a ).


Gökadaların necə öldüyü: Ulduz meydana gəlməsinin söndürülməsinə dair yeni fikirlər

Yeni bir nəzəriyyə, qara dəliklərin qalaktika kütləsinin bir funksiyası olaraq necə böyüdüyünü və nəticədə ev sahibi qalaktikalarında ulduz meydana gəlməsini necə söndürdüyünü izah edir. Bu qrafiki şəkillər, qala təkamülünü təmsil etmək üçün seçilmiş Sloan Rəqəmsal Səma Araşdırması tərəfindən çəkilən indiki dövrdə yaxınlıqdakı qalaktikalardır. Qrafik kiçik, sıx qalaktikaların təkamülünün daha böyük, daha diffuz qalaktikalardan fərqli olduğunu göstərir. Daha sıx qalaktikaların kütlələri üçün daha böyük qara dəliklər var və bu səbəbdən daha qısa müddətdə, daha aşağı bir kütlədə söndürülür, daha çox yayılmış qalaktikaların kütlələri üçün daha kiçik qara dəliklər var və söndürmə baş vermədən əvvəl daha çox böyüməlidir. Daha dik bir yamacdakı dəyişiklik, söndürmənin güclü başladığı "yaşıl vadiyə" girişi göstərir. Nəzəriyyə bu nöqtədə qara dəliklərin daha sürətli böyüməyə başladığını söyləyir. Süd Yolumuz indi o kritik nöqtədədir və qara deşikin tam söndürülmədən əvvəl üç qat daha böyüməsi proqnozlaşdırılır. Kredit: Sandra Faber / Sofia Quiros / SDSS

Qalaktika təkamülünü araşdıran astronomlar uzun müddət ulduz meydana gəlməsinin nəhəng qalaktikalarda nə səbəbdən bağlanmasına səbəb olduğunu başa düşməkdə çətinlik çəkirlər. "Söndürmə" adı verilən bu prosesi izah etmək üçün bir çox nəzəriyyə təklif olunsa da, hələ də qənaətbəxş bir model üzərində bir fikir birliyi yoxdur.

İndi UC Santa Cruz-un astronomiya və astrofizika professoru Sandra Faberin rəhbərlik etdiyi beynəlxalq bir qrup, qalaktika quruluşu, super-kütləvi qara dəliklər və ulduz meydana gəlməsinin söndürülməsi ilə bağlı geniş müşahidələri uğurla izah edən yeni bir model təklif etdi. Tədqiqatçılar tapıntılarını 1 İyul Astrofizika jurnalı.

Model, söndürmə ilə bağlı qara dəliyin "geribildiriminə" aid bir qabaqcıl fikirlərdən birini dəstəkləyir; maddə qara dəliyə düşərək böyüməsini qidalandırdıqca bir qalaktikaya və ətrafına mərkəzi bir supermassive qara dəlikdən ayrılan enerji. Bu enerjili geribildirim qalaktikanın qaz təminatını qızdırır, xaric edir və ya başqa bir şəkildə pozur, qalaktikanın halosundan ulduz meydana gəlməsini qidalandırmaq üçün qazın düşməsinin qarşısını alır.

"Fikir budur ki, ulduz əmələ gətirən qalaktikalarda mərkəzi qara dəlik nəticədə böyüyən və ev sahibini öldürən bir parazitə bənzəyir" Faber izah etdi. "Bu əvvəllər də deyilmişdi, ancaq bir qara dəliyin ev sahibi qalaktikadakı ulduz meydana gəlməsini dayandıracaq qədər böyük olduğunu söyləmək üçün dəqiq qaydalarımız yox idi və indi müşahidələrimizi izah etmək üçün işləyən kəmiyyət qaydalarına sahibik."

Əsas fikir bir qalaktikadakı ulduzların kütləsi (ulduz kütləsi), bu ulduzların necə yayıldığı (qalaktika radiusu) ilə mərkəzi qara dəliyin kütləsi arasındakı əlaqəni əhatə edir. Verilən bir ulduz kütləsi olan ulduz əmələ gətirən qalaktikalar üçün qalaktikanın mərkəzindəki ulduzların sıxlığı qalaktika radiusu ilə korrelyasiya olunur ki, daha böyük radiuslu qalaktikalar aşağı mərkəz ulduz sıxlığına sahib olsun. Mərkəzi qara dəlik kütləsinin mərkəzi ulduz sıxlığı ilə olduğunu düşünsək, daha böyük radiuslu (müəyyən bir ulduz kütləsində) ulduz əmələ gətirən qalaktikalar daha aşağı qara dəlik kütlələrinə sahib olacaqdır.

Faber, bunun mənasını, daha böyük qalaktikaların (müəyyən bir ulduz kütləsi üçün daha böyük radiuslu olanların) daha da inkişaf etməli və mərkəzi qara dəliklərin ulduz meydana gəlməsini söndürə biləcək qədər böyüməsindən əvvəl daha yüksək bir ulduz kütləsi yaratmalı olduqlarını izah etdi. Beləliklə, kiçik radiuslu qalaktikalar böyük radiuslu qalaktikalardan daha aşağı kütlələrdə sönür.

"Bu yeni fikirdir ki, böyük radiuslu qalaktikaların müəyyən bir ulduz kütləsində daha kiçik qara deliklər varsa və qara dəliklə əlaqələr söndürmək üçün vacibdirsə, onda böyük radiuslu qalaktikalar daha da inkişaf etməlidir" dedi. "Bütün bu fərziyyələri bir yerə yığsanız, təəccüblü bir şəkildə, qalaktikaların struktur xüsusiyyətlərində müşahidə olunan çox sayda tendensiyanı çoxaltmaq olar."

Bu, məsələn, daha küt söndürülmüş qalaktikaların niyə daha yüksək mərkəz ulduz sıxlığına, daha böyük radiuslara və daha böyük mərkəzi qara deliklərə sahib olduğunu izah edir.

Based on this model, the researchers concluded that quenching begins when the total energy emitted from the black hole is approximately four times the gravitational binding energy of the gas in the galactic halo. The binding energy refers to the gravitational force that holds the gas within the halo of dark matter enveloping the galaxy. Quenching is complete when the total energy emitted from the black hole is twenty times the binding energy of the gas in the galactic halo.

Faber emphasized that the model does not yet explain in detail the physical mechanisms involved in the quenching of star formation. "The key physical processes that this simple theory evokes are not yet understood," she said. "The virtue of this, though, is that having simple rules for each step in the process challenges theorists to come up with physical mechanisms that explain each step."

Astronomers are accustomed to thinking in terms of diagrams that plot the relations between different properties of galaxies and show how they change over time. These diagrams reveal the dramatic differences in structure between star-forming and quenched galaxies and the sharp boundaries between them. Because star formation emits a lot of light at the blue end of the color spectrum, astronomers refer to "blue" star-forming galaxies, "red" quiescent galaxies, and the "green valley" as the transition between them. Which stage a galaxy is in is revealed by its star formation rate.

One of the study's conclusions is that the growth rate of black holes must change as galaxies evolve from one stage to the next. The observational evidence suggests that most of the black hole growth occurs in the green valley when galaxies are beginning to quench.

"The black hole seems to be unleashed just as star formation slows down," Faber said. "This was a revelation, because it explains why black hole masses in star-forming galaxies follow one scaling law, while black holes in quenched galaxies follow another scaling law. That makes sense if black hole mass grows rapidly while in the green valley."

Faber and her collaborators have been discussing these issues for many years. Since 2010, Faber has co-led a major Hubble Space Telescope galaxy survey program (CANDELS, the Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey), which produced the data used in this study. In analyzing the CANDELS data, she has worked closely with a team led by Joel Primack, UCSC professor emeritus of physics, which developed the Bolshoi cosmological simulation of the evolution of the dark matter halos in which galaxies form. These halos provide the scaffolding on which the theory builds the early star-forming phase of galaxy evolution before quenching.

The central ideas in the paper emerged from analyses of CANDELS data and first struck Faber about four years ago. "It suddenly leaped out at me, and I realized if we put all these things together—if galaxies had a simple trajectory in radius versus mass, and if black hole energy needs to overcome halo binding energy—it can explain all these slanted boundaries in the structural diagrams of galaxies," she said.

At the time, Faber was making frequent trips to China, where she has been involved in research collaborations and other activities. She was a visiting professor at Shanghai Normal University, where she met first author Zhu Chen. Chen came to UC Santa Cruz in 2017 as a visiting researcher and began working with Faber to develop these ideas about galaxy quenching.

"She is mathematically very good, better than me, and she did all of the calculations for this paper," Faber said.

Faber also credited her longtime collaborator David Koo, UCSC professor emeritus of astronomy and astrophysics, for first focusing attention on the central densities of galaxies as a key to the growth of central black holes.

Among the puzzles explained by this new model is a striking difference between our Milky Way galaxy and its very similar neighbor Andromeda. "The Milky Way and Andromeda have almost the same stellar mass, but Andromeda's black hole is almost 50 times bigger than the Milky Way's," Faber said. "The idea that black holes grow a lot in the green valley goes a long way toward explaining this mystery. The Milky Way is just entering the green valley and its black hole is still small, whereas Andromeda is just exiting so its black hole has grown much bigger, and it is also more quenched than the Milky Way."


Evidence for Gravitational Quenching from SINS/zC-SINF

Left: This panel shows the integrated Hα line maps of 19 well-resolved star-forming galaxies from our SINS/zC-SINF AO sample with deep on-source integrations. The galaxies are plotted at their location in the stellar mass vs. star formation rate (SFR) plane, on the same angular scale and with colors scaling linearly with surface brightness the FWHM angular resolution of these maps is

0.24 arcseconds. The white solid line shows the location of the "main sequence" of z

2 star-forming galaxies assuming a slope of unity, and the dashed lines indicate its 2σ scatter (±0.6 dex in log[SFR]). Many galaxies exhibit ring-like distributions in Hα, especially frequent toward more massive galaxies. In combination with the SINFONI kinematic maps and existing HST J- and H-band maps at similar resolution, the data are indicative of the presence of increasingly massive bulges and suppressed star formation in the central few kiloparsecs of the more massive galaxies. Right: The plot illustrates derived radial profiles of the Toomre Q parameter of the galaxies, color-coded as a function of dynamical mass as follows: log(Mdyn/M) = 10.36−10.50 in blue, 10.68−10.93 in green, 11.04−11.28 in orange, and 11.34−11.41 in red. The gray-shaded interval corresponds to the typical resolution element for the sample. All profiles exhibit an increase in Q toward their central regions, with values significantly in excess of the threshold around unity, the more so for the most massive galaxies, suggesting that their bulges may stabilize the gas against gravitational collapse in the inner few kiloparsecs.

0.24 arcseconds. The white solid line shows the location of the "main sequence" of z

2 star-forming galaxies assuming a slope of unity, and the dashed lines indicate its 2σ scatter (±0.6 dex in log[SFR]). Many galaxies exhibit ring-like distributions in Hα, especially frequent toward more massive galaxies. In combination with the SINFONI kinematic maps and existing HST J- and H-band maps at similar resolution, the data are indicative of the presence of increasingly massive bulges and suppressed star formation in the central few kiloparsecs of the more massive galaxies.
Right: The plot illustrates derived radial profiles of the Toomre Q parameter of the galaxies, color-coded as a function of dynamical mass as follows: log(Mdyn/M ) = 10.36−10.50 in blue, 10.68−10.93 in green, 11.04−11.28 in orange, and 11.34−11.41 in red. The gray-shaded interval corresponds to the typical resolution element for the sample. All profiles exhibit an increase in Q toward their central regions, with values significantly in excess of the threshold around unity, the more so for the most massive galaxies, suggesting that their bulges may stabilize the gas against gravitational collapse in the inner few kiloparsecs.

We analyzed the radial distributions of Hα surface brightness, stellar mass surface density, and dynamical mass at

2 kiloparsecs resolution in 19 z

2 star-forming disks with deep AO-assisted SINFONI imaging spectroscopy from our SINS/zC-SINF survey. From the combination of the kinematic maps and the molecular gas mass surface densities inferred from the star formation rate distributions, we derived the radial profiles in Toomre Q parameter for these main-sequence star-forming galaxies, which span about two orders of magnitude in stellar mass (log[M/M] = 9.6−11.5). In more than half of these galaxies, the Hα distributions cannot be fit by a centrally peaked distribution, such as an exponential, but are better described by a ring or the combination of a ring and an exponential. At the same time, the kinematics data indicate the presence of a mass distribution more centrally concentrated than a single exponential disk component for 5 of the 19 galaxies. The resulting Q profiles are centrally peaked for all, and significantly exceed unity there for

3/4 of the galaxies. The occurrence of Hα rings and of large nuclear Q values appears to be more common for the more massive star-forming galaxies. While the sample is small and biased toward larger sizes, and there remain uncertainties and caveats, the observations are consistent with the "gravitational quenching" scenario, in which cloud fragmentation and global star formation are secularly suppressed in gas-rich high-z disks from the inside out, as the central stellar mass density of the disks grows.

These results appeared in Genzel et al. 2014, ApJ, 785, 75.


For astrophysicists:

We describe the key science goals of the project, relate them to open questions in our theoretical understanding of galaxy formation and evolution, and describe more technical details of the simulation below.

Motivation

Since the advent of modern observational surveys, the sheer volume of available data on the properties of galaxies, their distribution within the large-scale structure of the universe, and their evolution in time has exploded. Surveys including SDSS, 2DF, DEEP2, and CANDELS, and upcoming projects such as LSST, have provided an increasingly precise observational constraint against which any theoretical idea of galaxy formation must be benchmarked. The LCDM cosmology favored by early-universe CMB experiments – particularly WMAP and now PLANCK – provides an extraordinarily precise measurement of the initial conditions for the problem of cosmic structure formation. Numerical calculations are required to probe past the linear regime of early time, and efforts modeling only the gravitational interaction of dark matter and dark energy, neglecting the role of gas and baryonic physics, have led to significant physical insight. Nevertheless, such DM-only simulations do not directly predict anything about the galaxies themselves, requiring an extra step in order to bridge the gap with observations.

Over the past two decades two dominant approaches have been used to establish this link: (1) the technique of ‘semi-analytical modeling’, whereby baryonic physics are modeled at the scale of an entire galaxy, and applied in post-processing on top of DM simulations, and (2) hydrodynamic simulations, whereby the evolution of the gaseous component of the universe is treated using the methods of computational fluid dynamics. The latter approach enables the complex interaction of the different baryonic components (gas, stars, black holes) to be treated at a much smaller scale, ideally yielding a self-consistent and powerfully predictive calculation.

In the context of previous large simulations

Hydrodynamical cosmological simulations, due to their high computational cost, have usually targeted specific problems, including the use of ‘zoom-in’ simulations which resolve only one or a few galaxies. They have been harnessed to study the effects of different models or model variations on a particular problem, without explicitly aiming to reproduce the large number of observational constraints available. Only in the past few years have several groups started projects with similar approaches and objectives as the Illustris simulation. These simulations have been steadily improving in three distinct ways: (1) by increasing in size, both in terms of volume and the number of resolution elements employed, (2) by improving the scope, complexity, and physical fidelity of the sub-grid models required to provide a complete and accurate description of the many processes that govern galaxy formation, and (3) by developing more accurate and efficient numerical methods. This trend can be seen in the figure, which shows simulations similar to Illustris (periodic volumes evolved down to z=0) in terms of the number of resolution elements used, as a function of time (Illustris is #19).

Nearly tracking Moore’s Law, the growth in simulation size is exponential with a doubling time of approximately 20 months. It is only now, with the available computing power, the sophistication of the numerical approach, and the fidelity of the physical models, that we can simulate a statistically significant volume of the universe down to z=0 with sufficient detail to resolve the internal structure of individual galaxies.

Key Science Areas

Below we detail three areas of investigation which have strongly motivated Illustris. However, the project also has the potential to provide important contributions, both in theoretical understanding and in the interpretation of observational data, in a large number of subfields within astrophysics: (1) the low-density IGM, and Lyman-alpha forest, (2) high column density absorbers, LLSs/DLAs, (3) disk galaxies, (4) spheroids, (5) galaxy populations, (6) the CGM, (7) galaxy interactions, (8) galaxy mergers, (9) super massive black holes, (10) starbursts and star-formation modes, (11) AGN and quasars, (12) satellite galaxies, (13) hot halo gas, X-ray, (14) groups and clusters, (15) observed high redshift phenomena, (16) background radiation fields, (17) large scale structure, (18) impact of baryons on dark matter, (19) reionization, and (20) gravitational lensing.

Structure, kinematics and morphology of galaxies

A long-standing problem in galaxy formation simulations has been that simulated galaxies are overly compact compared to the observed population, indicating that the angular momentum distribution between the galaxies and their surroundings was incorrect. Our preliminary findings using the AREPO code indicate that the moving-mesh approach may help solve this problem. Early simulations with AREPO yielded galaxies that were more disk-like, more spatially extended, and more rotationally supported than those in otherwise identical simulations performed with the SPH code GADGET-3. However, for the sake of comparison, these simulations did not include feedback processes that are believed to be responsible for removing a large fraction of baryons from galaxies. These were also relatively small periodic volumes, 25 Mpc/h in extent per dimension.

The Illustris simulation volume is 27 times larger, allowing us to obtain a statistical representation of the cosmological galaxy population. By comparing the morphological distribution of this population to locally observed galaxies we can calibrate uncertainties in our modeling of star formation and feedback. We can study the evolution of the gas and metal content of galaxies over time, and compare against the observed galaxy mass-metallicity relation. We can investigate the properties and nature of damped Lyman-alpha absorbers. Unlike in DM-only simulations, we can make a prediction for the galaxy-galaxy merger rate as a function of mass ratio, redshift, and mass. These results are important in understanding the growth of galaxies through mergers, and for calibrating the prescriptions used to quantify merger rates in semi-analytical models. Our previous simulations have already demonstrated that exponential disks are a natural consequence of the hierarchical galaxy assembly process. We can now use Illustris to understand in detail how these profiles arise, by tracing the evolutionary history of the simulated galaxies back to higher redshift, and following the acquisition of angular momentum in the baryon component.

Gas flows in galactic halos and the physical state of the CGM

The accretion of gas is one of the main drivers of the internal growth and evolution of galaxies, yet the process by which gas from the IGM interacts with the halo/CGM regime and finally makes it into the galactic ISM remains uncertain. Our numerical method has demonstrated significant advantages in the hydrodynamic treatment, particularly important in this regime. Additionally, the Monte Carlo tracer particle scheme and the inclusion of many such tracers in the main Illustris simulation allow us to reconstruct the time evolution of gas which is accreting into halos and galaxies.

Observations have revealed that galaxies drive high velocity outflows into their surroundings. This material can shock heat, adding hot gas to the halo, while denser parts of the outflows can drive small shocks and possibly survive to large distances. Outflows can compress halo gas, increasing its density and radiative cooling rate, which can cause it to 'rain back' onto the galaxy. Outflows will also interact with cosmological inflow, possibly modulating the nature or rates of this supply of new gas for the central galaxy. We can address the consequences and detectability of both the infalling and outflowing material in galactic halos, and compare to observational signatures of gas in halos and metals in the CGM as probed by methods such as quasar absorption line spectroscopy. By accounting for chemical enrichment processes - and the energetic feedback which redistributes both gas and metals - we can make accurate synthetic observations of the circumgalactic material in the simulations.

Co-evolution of galaxies and their central black holes

In the past few decades, a compelling picture has emerged indicating that black holes are common inhabitants of the vast majority of galaxies. The observed scaling relationships between BH masses and their host galaxy properties imply that we need to understand how BHs grow and affect their surroundings. We can explore the evolution of the black hole accretion rate as a function of time, and the link to the host galaxy. Current observational efforts seek to constrain evolution in the scaling relations at z>0, which we can extract directly from the simulations, as well as how the scaling relations depend on e.g. the morphological type of the host galaxy. We can also explore the impact of AGN feedback on the dichotomy between blue and red galaxies, the link to the quenching of star-formation, and how this picture changes with redshift.

It is commonly assumed that active SMBHs at high redshift reside in rare, massive halos embedded in gas-rich, over-dense environments, while recent observational efforts are still working to unambiguously demonstrate that this is the case. Although our simulated volume is not sufficiently large to capture the formation of the brightest quasars at z

6, the volume can be used for determining, and with statistical robustness, the typical environments where less extreme quasars form. Their evolution down to z=0 will allow us to address several open questions. For instance, in analogy to the downsizing of galaxies, it is observed that at high redshifts more massive BHs are powering bright AGN, while at lower redshifts the peak of quasar activity shifts towards smaller mass BHs. With a representative sample of simulated BHs, whose accretion rates are measured directly from the surrounding gas, it will be possible to probe the downsizing of the AGN population as a whole, and why and in which hosts SMBHs enter radiatively inefficient regimes.

Simulation Details

We follow the coupled dynamics of DM and gas with the robust, accurate, and efficient quasi-Lagrangian code AREPO. In this approach, an unstructured Voronoi tessellation of the simulation volume allows for dynamic and adaptive spatial discretization, where a set of mesh generating points are moved along with the gas flow. This mesh is used to solve the equations of ideal hydrodynamics using a second order, finite volume, directionally un-split Godunov-type scheme, with an exact Riemann solver. The gravitational force is calculated with a split Tree-PM approach, where long-range forces are calculated from a particle-mesh method, and short-range forces are calculated with a hierarchical octree algorithm. Our galaxy formation model is based on the inclusion of several additional astrophysical processes:

    Gas cooling and photo-ionization: the cooling function is calculated as a function of gas density, temperature, metallicity, UV radiation field, and AGN radiation field. The UV background is a spatially uniform, time dependent field for which reionization completes at z

The initial conditions assume a LCDM cosmology consistent with WMAP-9 measurements, from which a linear power spectrum is used to create a random realization in a periodic box with side length 75 Mpc/h = 106.5 Mpc, at a starting redshift of 127. A series of simulations are run at different resolutions, and a second set is run with only dark matter. The main simulation initially has 1820 3 = 6,028,568,000 hydrodynamic cells, and the same number of DM particles and MC tracers (see table for more details, including mass resolutions and gravitational softening lengths). Evolving the main simulation to z=0 used 8,192 compute cores, a peak memory of 25 TB, and 19 million CPU hours.

Preliminary Results

For details, please see the three companion papers which present the first key results: Vogelsberger et al. (2014a+b) and Genel et al. (2014), in addition to the many other topics which have been investigated using the Illustris simulation, listed on the Results page. We highlight some of the results from those papers below:

    Comparison to stellar observables: by construction, our model agrees well with the build-up of stellar mass measured observationally. In particular, the cosmic rate star formation density (SFRD) shows good agreement up to z

10, although we slightly over predict the amount of present day star formation. The z=0 galaxy stellar mass and stellar luminosity functions agree well with SDSS-based measurements over the stellar mass range of 10 9 to 10 12.5 solar masses, and the r-band luminosity range of -15.0 to -24.5 magnitudes. Furthermore, the stellar mass functions and the relation between stellar and halo mass agree well with observations from z=0 to z=7. The baryonic conversion efficiency is most efficient around halo masses of 10 12 solar masses, and drops rapidly for both lower and higher mass systems, due to SN and AGN feedback, respectively. Illustris predicts a maximum efficiency of

0.7/Mpc, AGN-driven outflows reduce the total power by up to 40% compared to DM-only simulations, while on even smaller scales (k

Future Directions

Particular attention to specific discrepancies between the simulation and well-measured observational quantities will allow us to better understand our galaxy formation model. In the course of understanding the preliminary results of the Illustris simulation, we have identified three issues requiring further work: (1) even given the very energetic feedback processes that we employ, additional suppression of galaxy masses is required both in low-mass and high-mass halos. We believe this motivates the development of improved models for sub-grid feedback prescriptions, both stellar and AGN driven. (2) We find that at low redshift, massive halos around 10 13 solar masses are essentially devoid of gas as a result of radio-mode AGN feedback, in disagreement with observations. Given the first point, there then remains no way to match both the stellar and gaseous content of such massive systems by adjusting the energetics of our model alone. We believe a resolution to this issue will require modifications to e.g. the duty cycle or burst-character of the radio-mode, the development of a fundamentally more sophisticated model, and/or the inclusion of presently neglected physics. (3) The stellar ages of low-mass galaxies are incorrect. Although the general trend is captured, galaxies with stellar masses below approximately 10 10.5 solar masses are a factor of 2-3 too old when compared to observations. These systems form their stars too early - the challenge is how to create relatively young stellar populations in these galaxies by delaying the bulk of their star formation until significantly later times.

Although it is possible that additional fine-tuning of model parameters could alleviate some of the tensions listed above, these issues likely point to key assumptions or methods in our models which require revision. They therefore generate a path forward, identifying the areas in which we can push the physical realism and fidelity of our models even further, and hinting at the direction of the next generation of cosmological hydrodynamic simulations.


Plotting Histograms of stellar mass and gas mass given a halo mass - Astronomy

Recent observations reveal that there is a strong bimodality in the scatter around the galaxy stellar-to-halo mass relation (SHMR): at a given halo mass, galaxies with a higher stellar mass tend to be blue indicating a higher specific star formation rate, while galaxies having a lower stellar mass tend to be red and quiescent or at a given stellar mass, blue galaxies tend to live in halos with lower mass while red galaxies tend to have massive host halo. This has important implications for abundance matching and halo occupancy models commonly used in cosmological studies, but its physical origin remains debated. The SIMBA cosmological galaxy formation simulation successfully reproduces these observations, enabling us to investigate the physical driver behind this phenomenon. We show that the offset from the mean SHMR is strongly correlated with both halo formation time when half the halo mass assembled, as well as galaxy transition time defined as when the stellar doubling time becomes longer than 10 Gyr. Moreover, these two quantities are anti-correlated: early formed halos tend to host late transition galaxies corresponding to blue galaxies today, and vice versa, particularly for halo masses 11.5 ≲ log Mhalo ≲ 12.8M⊙ and galaxy stellar masses log M∗ ≥ 10M⊙. Prior to their transition time, galaxies lie on the SHMR for blue galaxies. Early transition galaxies, hosted by late formed halos, have their stellar mass growth almost ceased owing to AGN feedback even though their host halos continue to accrete mass, which moves these galaxies off the blue SHMR towards the red one creating the SHMR bimodality. We then investigate why early formed halos tend to host late transition galaxies. We find two key interconnected times: the gas-to-stellar domination time when the galaxy’s cold gas mass becomes smaller than its stellar mass, and the black hole (BH) jet ignition time governed by the BH Eddington ratio. Both show strong linear correlations with the galaxy transition time. Early formed halos have higher cold gas fractions (defined by cold gas mass in central galaxy with respect to the host halo mass) with a lower stellar-to-halo mass growth ratio before the transition time compared to the median or late forming halos this allows them to sustain their stellar growth longer. Eventually, the continued growth fed by the cold gas reservoir allows them to surpass the galaxies with early transition times. Conversely, galaxies hosted by late formed halos have less cold gas with high stellar-to-halo mass growth ratios. Hence the Eddington rate be-comes low earlier on, which triggers AGN into an energetic jet mode that heats gas, rapidly truncates further accretion and also stops star formation. These processes thus conspire to create the SHMR bimodality. In SIMBA, the cold gas evolution occurs naturally owing to the interplay of accretion and star formation feedback, while the AGN feedback transitions from a radiative mode at high Eddington ratios that is ineffective at quenching, to a jet mode at low Eddington ratios that suppresses star formation. SIMBA further includes X-ray feedback that drives the last remaining cold gas out, completing the quenching and strengthening the SHMR bimodality.


Videoya baxın: Ay gözəldir! 4K Video və suallara cavablar. Güclü bir teleskop vasitəsilə atəş (Avqust 2022).