Astronomie

Pourquoi utilisez-vous le log pour mesurer la métallicité dans les galaxies ?

Pourquoi utilisez-vous le log pour mesurer la métallicité dans les galaxies ?

Par exemple, j'ai vu l'expression suivante pour la matallicité dans un article : $log(O/H) + 12$.

Je comprends que O/H est le rapport O (oxygène) à H (hydrogène), mais pourquoi y a-t-il le nombre 12 ? Et pourquoi le logarithme ?


Le logarithme est là car le rapport $O/H$ est vraiment minuscule. Le log convertit indique essentiellement l'ordre de grandeur. Si nous avons $O/H= 10^{-14}$, alors $log(O/H)=-14$. Prendre des logarithmes est une pratique courante en sciences et en mathématiques lorsque les nombres s'étendent sur plusieurs ordres de grandeur (en particulier lorsqu'ils sont très grands ou très petits).

Quant au +12, c'est probablement parce qu'ils veulent que leur exemple préféré ait la valeur 0. Il est alors facile de dire d'un coup d'œil si d'autres étoiles/galaxie ont plus ($>0$) ou moins ($<0$ ) métallicité oxygène-hydrogène que l'exemple préféré. Dans la plupart des cas, ce sera notre propre Soleil, mais sans savoir où vous avez vu cela, il est impossible de le dire avec certitude. Nous avons beaucoup plus d'informations sur notre propre soleil que n'importe quelle autre étoile, c'est donc le bâton de mesure le plus fiable que nous ayons pour la comparaison.

En effet, la valeur vous indique approximativement combien d'ordres de grandeur il a plus ou moins de métallicité. Car, en supposant que $log(O_mbox{sun}/H_mbox{sun}))=-12$, alors $$log(O/H)+12 = log(O/H)-log (O_mbox{soleil}/H_mbox{soleil})) = logleft(frac{O/H}{O_mbox{soleil}/H_mbox{soleil}} ight).$$ Donc, si la valeur de ceci est 1, alors vous savez que l'étoile en question a un rapport $O/H$ $10^1=$dix fois celui de notre soleil. De même, si c'était -3$, alors l'étoile en question aurait un rapport $O/H$ qui est de 10$^{-3}=1/1000$-ème celui de notre soleil (ou, de manière équivalente, que notre le ratio du soleil est de 1000$ fois plus grand). Une valeur de 0$ signifie que les ratios sont les mêmes.


La distribution des métallicités semble être plus uniformément répartie dans l'espace logarithmique que dans l'espace linéaire. La raison en est qu'il n'y a pas d'échelle préférée pour l'abondance d'un élément donné ; elles s'étendent plutôt sur plusieurs ordres de grandeur. Il en va de même, par exemple, de la distribution de la taille des grains de poussière, de la distribution de la masse des halos de matière noire et de la distribution de la superficie des lacs sur Terre.

Donc, si vous mesurez le nombre d'atomes d'oxygène (ou d'ions) dans dix étoiles et que vous divisez par le nombre d'atomes d'hydrogène, vous pouvez obtenir des valeurs telles que $$mathrm{O}/mathrm{H} = {0.03, 3.5,25,0.003,0.9,0.4,0.09,0.01,8,0.02} imes10^{-4}.$$ En traçant ceci dans un tracé linéaire et logarithmique, vous voyez que sur une échelle logarithmique, les valeurs sont plus facile à distinguer :

(Une autre raison, comme l'écrit zibadawa timmy dans sa réponse, est qu'en prenant le journal, vous n'avez pas besoin d'écrire tous ces facteurs de 10$^x$).

Maintenant, pourquoi ajouter 12 ? Ce facteur correspond à la mesure du nombre d'un atome donné pour 10$^{12}$ d'atomes d'hydrogène. J'ai demandé à des collègues d'étudiants ou de professeurs, et la meilleure réponse que l'on puisse trouver, c'est que les éléments les moins abondants dans le Soleil (uranium, rhénium, thorium,… ) ont des abondances de l'ordre d'un pour 10$^ {12}$ atomes d'hydrogène, donc ajouter 12 à $log(X/mathrm{H})$ rend toutes les valeurs positives. Cette angoisse des valeurs négatives, je ne comprends pas, cependant. Habituellement, nous sommes d'accord avec les inconvénients. Et mesurer les métallicités dans les étoiles ou les gaz de métallicité sous-solaire donne de toute façon des valeurs négatives. De plus, l'échelle était utilisée même lorsque nous n'avions que des seuils inférieurs pour l'uranium et le bismuth de $log(mathrm{U}/mathrm{H})+12<0.8$ et $log(mathrm{Bi} /mathrm{H})+12<0.6$, respectivement (Grevesse 1969) et ne savaient pas s'ils étaient en réalité plus petits.


Comment éteindre une galaxie

Auteurs: Bluck, A., Maiolino, R., Piotrowska, J., Trussler, J., Ellison, S., Sanchez, S., Thorp, M., Teimoorinia, H., Moreno, J. et Conselice, C.

Institution du premier auteur : Institut Kavli de cosmologie et laboratoire Cavendish – Groupe d'astrophysique, Université de Cambridge

Statut: Accepté pour publication dans le MNRAS

Lorsque les astronomes ont observé les galaxies de notre univers, ils ont découvert qu'elles étaient généralement rouges ou bleues. Seule une poignée de galaxies se situe quelque part entre les deux, la soi-disant « vallée verte ». (Si vous vous demandez pourquoi ce n'est pas la vallée violette, rappelez-vous que le vert se situe entre le rouge et le bleu sur un spectre lumineux.) La figure 1 illustre cette distribution bimodale en termes de taux de formation d'étoiles.

Les étoiles plus chaudes et plus jeunes émettent plus de lumière bleue, tandis que les étoiles plus froides et plus âgées émettent plus de lumière rouge. Les galaxies qui sont encore activement en formation d'étoiles ont des étoiles plus jeunes et sont donc plus bleues, tandis que les galaxies qui ont pour la plupart arrêté la formation d'étoiles sont plus rouges. Les galaxies qui ont arrêté la formation d'étoiles sont appelées « éteintes ». Les étoiles se forment à partir du gaz intergalactique, et si le processus d'extinction consistait simplement à utiliser le gaz au fil du temps, nous nous attendrions à voir beaucoup plus de galaxies dans la vallée verte.

Au lieu de cela, un processus doit arrêter rapidement la formation d'étoiles, rendant la transition du bleu au rouge relativement courte sur une échelle de temps cosmologique. Ce processus a été identifié comme une rétroaction des noyaux galactiques actifs (AGN) et des supernovae. Ces processus violents peuvent créer des vents de matière, chauffer le milieu environnant et faire cesser la formation d'étoiles. Cependant, les détails de la façon dont l'extinction se produit doivent encore être précisés, et les auteurs de l'article d'aujourd'hui ont utilisé une vaste étude des galaxies pour obtenir un aperçu.

Figure 1: La distribution des taux globaux de formation d'étoiles (SFR) dans l'échantillon de galaxies. La distribution bimodale est clairement visible. Les galaxies à faible formation d'étoiles (éteintes) sont indiquées en rouge, les galaxies en cours d'extinction sont en vert, les galaxies à forte formation d'étoiles (séquence principale) sont en bleu et les galaxies à très forte formation d'étoiles (éclatement d'étoiles) sont en magenta. (Source : figure 1 dans l'article)

Dedans-dehors ou dehors-dedans ?

La partie délicate de faire des études comme celle-ci est en fait de mesurer le taux de formation d'étoiles. Le taux de formation d'étoiles (SFR) est indiqué par la force des raies spectrales d'émission. Dans le passé, il n'y avait généralement qu'un seul spectre pour une galaxie entière, ce qui signifie que seuls les taux de formation d'étoiles à l'échelle mondiale pouvaient être mesurés. Cela a changé avec l'avènement des relevés de galaxies à résolution spectrale, comme MaNGA (Mapping Nearby Galaxies in APO). La résolution spectrale signifie qu'une image peut être prise de la galaxie où chaque pixel a un spectre associé (ceux-ci sont appelés spaxels — pixels spectraux). Avec les spaxels, les taux de formation d'étoiles peuvent être mesurés pour différentes parties de la galaxie.

Figure 2: Taux de formation d'étoiles en fonction du rayon galactique indiqué pour les galaxies centrales (à gauche) et les galaxies satellites (à droite). Les couleurs indiquent le type galactique (défini dans la légende de la figure 2). Les lignes sont créées en faisant la moyenne des spaxels à ce rayon qui sont du même type galactique. La ligne pointillée noire est le seuil d'extinction, en dessous duquel le SFR est suffisamment bas pour qu'une galaxie soit considérée comme « éteinte ». (Source : figure 5 dans l'article)

Les auteurs ont utilisé ces informations pour mesurer la formation d'étoiles en fonction du rayon. Ils ont également divisé leur échantillon en deux types de galaxies - centrales et satellites. Les centrales sont la galaxie la plus massive dans leur halo de matière noire, tandis que les satellites sont des galaxies moins massives qui orbitent autour des centrales dans le même halo de matière noire.

Les profils radiaux des SFR sont illustrés à la figure 2 pour les centrales et les satellites. La ligne pointillée noire indique où le taux de formation d'étoiles est suffisamment faible pour être considéré comme éteint. Les galaxies de la vallée verte sont en cours d'extinction et sont les plus intéressantes à regarder pour déterminer comment se produit l'extinction. Pour les galaxies centrales de la vallée verte, le centre des galaxies est éteint, tandis que les régions extérieures sont encore en formation d'étoiles. Cela indique que la trempe se produit de l'intérieur et se déplace vers l'extérieur. Pour les satellites, le centre est encore largement éteint, mais les régions extérieures sont également soumises à la formation d'étoiles. Cela indique que les satellites peuvent avoir à la fois une trempe intérieure-extérieure et une trempe extérieure-intérieure.

Qu'est-ce qui cause la différence?

Les auteurs ont cherché à savoir pourquoi il y avait une différence dans les mécanismes d'extinction des deux populations différentes de galaxies. Lorsqu'ils ont examiné séparément les profils radiaux des satellites de masse faible et élevée, ils ont constaté que les satellites de masse plus élevée avaient un profil radial qui ressemblait beaucoup plus aux satellites centraux, s'étouffant de l'intérieur vers l'extérieur, tandis que les satellites de masse inférieure étaient pour la plupart trempés de l'extérieur vers l'intérieur.

Figure 3: Comparaison de l'importance de différents paramètres dans la détermination de l'extinction dans les galaxies satellites centrales et de faible masse. Les paramètres évalués sont la dispersion de vitesse centrale (σc), masse du halo (MH), masse stellaire (M*), le rapport masse stellaire du renflement à la masse stellaire totale (B/T), la surdensité locale des galaxies (δ5) et la distance du centre du halo (Dc). Les paramètres intrinsèques sont affichés en violet et les paramètres environnementaux en vert. Les barres opaques à gauche sont les centrales et les barres ombrées à droite sont les satellites. Le pourcentage d'importance des paramètres intrinsèques et environnementaux pour les galaxies centrales et satellites est indiqué dans le diagramme circulaire. (Source : figure 11 dans l'article)

Ils ont ensuite examiné différents paramètres pour voir lesquels étaient les plus susceptibles de prédire si une galaxie était éteinte ou non. Cela a été fait à l'aide d'un classificateur de forêt aléatoire, un type d'algorithme d'apprentissage automatique. Un résumé des résultats peut être vu sur la figure 3. Pour les galaxies centrales, les barres de gauche, les paramètres les plus importants pour prédire l'extinction étaient intrinsèques, et tous corrélés avec le paramètre le plus important : la dispersion de la vitesse centrale (σc). Il a été montré que la dispersion de la vitesse centrale est directement corrélée à la masse du trou noir central. Ce trou noir est la source d'alimentation de l'AGN, on peut donc en déduire que plus le trou noir est grand, plus la rétroaction AGN sera puissante.

Pour les satellites de masse inférieure, indiqués dans les barres de droite, le paramètre le plus important pour déterminer l'extinction est l'environnement — la surdensité locale de la galaxie (δ5), une mesure de la proximité du satellite avec d'autres galaxies. Pour les satellites de masse inférieure sans AGN puissant, leur extinction est déterminée par des facteurs externes, comme le harcèlement galaxie-galaxie, ce qui est à peu près exactement ce que cela ressemble: des galaxies qui passent et se perturbent les unes les autres. Cela explique pourquoi la trempe satellite commence de l'extérieur et se déplace vers l'intérieur.

Quand la radio joue du metal

Dans cet opus d'un article de 40 pages, il y avait une autre question que les auteurs voulaient explorer : quel mode de rétroaction AGN était le plus important ? Il existe deux manières principales pour AGN d'arrêter la formation d'étoiles : le mode radio, où les jets de l'AGN chauffent le gaz qui entoure la galaxie et l'empêche de se refroidir et de se condenser sur la galaxie où il peut alors former des étoiles, et le mode quasar, où l'AGN crée des vents qui poussent le gaz hors de la galaxie, empêchant la formation de nouvelles étoiles.

Le gaz à l'intérieur d'une galaxie est enrichi de métaux créés par la mort d'étoiles, tandis que le gaz qui entoure une galaxie est composé d'éléments plus primordiaux : l'hydrogène et l'hélium. Si l'extinction se produisait principalement via le mode quasar de la rétroaction AGN, les métaux seraient effectués dans l'écoulement et ne seraient pas là pour former des étoiles. Si l'extinction se produit par le mode radio, cependant, les galaxies n'auraient pas de nouvelles réserves d'hydrogène et d'hélium et les étoiles les plus récentes se formeraient avec le gaz plus enrichi qui reste dans la galaxie. Dans la figure 4, les auteurs tracent la métallicité (ou comment sont les étoiles enrichies en métal dans une galaxie) pour des galaxies de masses différentes. La tendance est claire : les galaxies éteintes (rouges) et éteintes (vertes) ont une métallicité plus élevée que les galaxies de la séquence principale (bleues) en formation active d'étoiles. Ainsi, les auteurs concluent que la rétroaction AGN fonctionne principalement via le mode radio.

Figure 4 : La métallicité stellaire moyenne pondérée par la luminosité (Z∗) en fonction de la densité de surface de la masse stellaire (Σ∗) pour trois masses différentes de galaxies. La tendance générale montre que moins il y a de formation d'étoiles (lignes rouges et vertes), plus il y a de métaux dans les étoiles. (Source : figure 14 dans l'article)

Cet article est une étape vraiment importante sur la route pour découvrir comment les galaxies passent de la formation d'étoiles à l'extinction avec peu de formation d'étoiles, ce qui est une grande question depuis des décennies. Les prochaines étapes consisteront à comparer ces résultats à ce qui a été trouvé dans les simulations, puis à mettre à jour nos modèles de rétroaction pour mieux correspondre à ce qui a été observé.


Pourquoi utilisez-vous le log pour mesurer la métallicité dans les galaxies ? - Astronomie

Y a-t-il une raison pour laquelle il n'y a peut-être pas ou n'y a pas eu de planètes habitées dans les galaxies les plus proches de la Voie lactée ?

Les galaxies les plus proches de la Voie lactée sont pour la plupart de petites galaxies peu brillantes. Certains d'entre eux (mais pas tous) ont de faibles taux de formation d'étoiles, et beaucoup sont en train d'être déchirés par l'interaction gravitationnelle avec la Voie lactée.

Dans l'ensemble, ces qualités ne sont pas très favorables à la présence de planètes semblables à la Terre et à la vie. Les galaxies qui ne sont pas très brillantes ont également tendance à avoir de faibles métallicités (la métallicité est une mesure de la quantité d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium dans la galaxie, ces éléments sont créés dans le cœur des étoiles mourantes, en particulier les étoiles chaudes et brillantes, donc les galaxies brillantes avec de longs antécédents de formation d'étoiles sont plus susceptibles d'avoir une métallicité élevée). Ces éléments lourds sont nécessaires à la formation de planètes rocheuses comme la Terre. De plus, les galaxies irrégulières déchirées par la Voie lactée pourraient ne pas être des lieux favorables à la vie en raison des orbites compliquées que suivent les étoiles dans la galaxie, ce qui pourrait potentiellement rapprocher les étoiles d'objets dangereux. Les galaxies spirales, où les étoiles se déplacent sur des orbites bien définies, sont plus stables et plus sûres pour les perspectives de vie à long terme.

Cela ne veut pas dire qu'il y ne pouvait pas être la vie dans ces galaxies. Cependant, les galaxies les plus favorables à la vie sont probablement celles comme la Voie lactée, de grandes galaxies spirales brillantes. La galaxie d'Andromède est la seule autre galaxie au sein de notre groupe local qui est similaire à la Voie lactée. Fondamentalement, le groupe local se compose de la Voie lactée et d'Andromède plus un tas de petites "galaxies satellites" de chacune. Si je cherchais une vie intelligente en dehors de la Voie lactée, je me concentrerais probablement sur Andromède plutôt que sur les petites galaxies satellites qui sont plus proches de nous.

Pour plus d'informations sur les types d'environnements au sein d'une galaxie qui pourraient être accueillants à la vie, consultez l'article du numéro d'octobre 2001 de Scientifique américain intitulé "Refuges for Life in a Hostile Universe" (par Guillermo Gonzalez, Donald Brownlee et Peter D. Ward). Je n'ai pas pu trouver cette histoire sur le site Web de Scientific American, mais j'ai trouvé une copie PDF d'une autre source.

Cette page a été mise à jour le 27 juin 2015.

A propos de l'auteur

Dave Rothstein

Dave est un ancien étudiant diplômé et chercheur postdoctoral à Cornell qui a utilisé des observations infrarouges et aux rayons X et des modèles informatiques théoriques pour étudier l'accrétion des trous noirs dans notre Galaxie. Il a également réalisé l'essentiel du développement de l'ancienne version du site.


2. MÉTHODE

2.1. Selection d'Echantillon

Les observations pour notre échantillon de galaxies proviennent du SDSS Data Release 7 (DR7 Abazajian et al. 2009), une enquête qui comprend

930 000 galaxies (Strauss et al. 2002) dans une zone de 8423 deg 2 . L'échantillon parent pour cette étude provient du catalogue MPA-JHU 1 de 818 333 galaxies uniques qui ont dérivé des masses stellaires (Kauffmann et al. 2003b), des SFR (Brinchmann et al. 2004 Salim et al. 2007) et des métallicités (T04) . Nous n'avons choisi que des galaxies avec des décalages vers le rouge fiables (σz < 0,001) dans la plage 0,027 < z < 0,25 pour s'assurer que la raie [O ii ] λ3727 et les raies [O ii ] λλ7320, 7330 se situent dans la plage de longueurs d'onde du spectrographe SDSS (3800-9200 Å).

Nous rejetons les galaxies classées comme noyau galactique actif (AGN) car les rapports des raies d'émission AGN peuvent produire des mesures de métallicité parasites. Nous adoptons la méthode de Kauffmann et al. (2003a) (leur équation (1)) pour différencier les galaxies stellaires et les AGN, qui utilisent les rapports de raies d'émission qui définissent le Baldwin et al. (1981 BPT) schéma :

Nous suivons les seuils T04 S/N pour les raies d'émission. Plus précisément, nous limitons notre échantillon aux galaxies avec Hβ, Hα et [N ii ] λ6583 détectées à >5σ. De plus, nous appliquons la coupe de galaxies formant des étoiles AGN (équation (2)) aux galaxies avec des détections >3σ de [O iii ] λ5007. Nous sélectionnons également des galaxies avec [O iii ] λ5007 < 3σ mais log([N ii ] λ6583/Hα) < −0.4 comme formation d'étoiles pour inclure les galaxies à haute métallicité avec une faible [O iii ] λ5007.

Aux masses stellaires les plus basses (log[M ] < 8.6), cet échantillon initial est significativement contaminé par de fausses galaxies, qui sont en fait la périphérie de galaxies plus massives et ont été ciblées en raison d'un mauvais démixage photométrique. Nous supprimons les galaxies dont les drapeaux photométriques incluent deblend_nopeak ou deblended_at_edge . Nous avons également inspecté visuellement toutes les galaxies avec log(M ) < 8.6 et a rejeté tout ce qui souffrait d'erreurs évidentes dans la détermination de la masse stellaire (encore une fois, probablement en raison du ciblage décentré d'une galaxie beaucoup plus massive).

Après toutes nos coupes, le nombre total de galaxies dans notre échantillon est de 208 529 et le redshift médian est z = 0,078. À ce décalage vers le rouge, l'ouverture SDSS de 3'' de diamètre captera la lumière des 2,21 kpc internes d'une galaxie. Étant donné que les régions centrales des galaxies auront tendance à être plus riches en métaux (Searle 1971), les métallicités mesurées à partir de ces observations seront probablement fortement biaisées en raison de la taille de l'ouverture par rapport à l'étendue angulaire des galaxies. Cependant, nous nous attendons à ce que ce biais soit faible pour la plupart des galaxies (pour une discussion plus détaillée, voir Tremonti et al. 2004 Kewley et al. 2005). En particulier, les galaxies avec des masses stellaires et des métallicités très faibles qui définissent l'extrémité de faible masse du MZR ont tendance à être compactes et à avoir des métallicités homogènes (par exemple, Kobulnicky & Skillman 1997), bien que beaucoup d'entre elles soient exclues par les critères proposés par Kewley et al. (2005).

2.2. Procédure d'empilement

La motivation première de cette enquête est de mesurer la métallicité des galaxies par la méthode directe. Le principal défi est que les faibles raies aurorales [O iii ] 4363 et [O ii ] λλ7320, 7330 ne sont pas détectées dans la plupart des spectres individuels. Pour améliorer le rapport signal/bruit des spectres, nous avons empilé des galaxies qui devraient avoir des métallicités et donc des rapports de raies similaires. Compte tenu de l'étanchéité du MZR et MZ–Relation SFR, il est raisonnable de s'attendre à ce que les galaxies à une masse stellaire donnée, ou simultanément une masse stellaire donnée et SFR, aient approximativement la même métallicité. Ainsi, nous avons créé deux ensembles d'empilements de galaxies : (1) des galaxies regroupées dans 0,1 dex dans M du journal (M /M) = 7,0 à 11,0 (ci-après M piles) et (2) galaxies regroupées dans 0,1 dex dans M du journal (M /M) = 7,0 à 11,0 et 0,5 dex en SFR à partir du log(SFR/[M an -1 ]) = -2,0 à 2,0 (ci-après M –piles SFR). Nous adoptons les valeurs de la masse stellaire totale (Kauffmann et al. 2003b) et du SFR total (Brinchmann et al. 2004 Salim et al. 2007) du catalogue MPA-JHU, par opposition à ces quantités calculées uniquement pour la lumière au sein de la fibre . Pour plus de commodité, nous désignerons les piles par le type de pile avec un indice et un exposant pour désigner les bornes supérieure et inférieure de log(M ) ou log(SFR) (par exemple, M 8.8 8.7 est le M pile avec log[M /M] = 8,7–8,8 et SFR 0,5 0.0 correspond à la M –SFR piles avec log[SFR/M an −1 ] = 0,0–0,5). La figure 1 montre le nombre de galaxies dans chaque M –Empilement SFR (chaque case représente un empilement) avec une métallicité mesurée (indiquée par le code couleur).

Figure 1. Nombre de galaxies et métallicité par méthode directe en fonction de M et SFR. Les carrés représentent chacun M –SFR stack, le nombre de galaxies est indiqué par le texte blanc, et l'échelle de couleur correspond à la métallicité. Pour référence, le Tremonti et al. (2004) MZR couvre le journal (M ) = 8,5–11,5, et Mannucci et al. (2010) Journal des travées FMR(M ) = 9,1–11,35 et log(SFR) = -1,45 à 0,80.

Nous avons empilé des spectres de galaxies qui ont été traités avec le pipeline de réduction SDSS (Stoughton et al. 2002). Tout d'abord, nous avons corrigé le rougissement de la Voie lactée avec les valeurs d'extinction de Schlegel et al. (1998). Ensuite, les spectres de galaxies individuelles ont été déplacés vers le cadre de repos avec les décalages vers le rouge du catalogue MPA/JHU. Ensuite, nous avons interpolé linéairement les spectres sur une grille universelle (3700–7360 Δλ = 1 Å) dans l'espace linéaire-.. Ce schéma d'interpolation conserve le flux en partie parce que l'espacement des longueurs d'onde de la grille est plus étroit que la largeur des raies d'émission lumineuses. Les spectres ont ensuite été normalisés au flux moyen de 4 400 à 4 450 Å. Enfin, les spectres ont été co-ajoutés (c'est-à-dire que nous avons pris le flux moyen dans chaque groupe de longueurs d'onde) pour former les spectres empilés (voir la section 4 pour des comparaisons entre les températures des électrons et la métallicité des empilements et des galaxies individuelles).

La figure 2 montre l'augmentation du rapport signal/bruit des lignes [O iii ] λ4363 (colonne de gauche), [N ii ] 5755 (colonne du milieu) et [O ii ] λλ7320, 7330 (colonne de droite) lorsque les spectres sont traités à partir d'un spectre typique d'une seule galaxie (rangée du haut) au spectre empilé (deuxième rangée) au spectre soustrait du continu stellaire (troisième rangée, voir la section 2.3) ou au spectre soustrait du continuum stellaire à fenêtre de longueur d'onde étroite (rangée du bas, voir la section 2.3). Les spectres de la rangée supérieure proviennent d'une galaxie typique du journal (M ) = 8,7–8,8 bin les trois rangées du bas montrent les spectres empilés du même bin. Dans chaque panel, nous rapportons la moyenne quadratique du continuum (rms). La diminution du bruit du continuum lorsque l'on compare les spectres de la rangée supérieure à la deuxième rangée de la figure 2 est spectaculaire. Une réduction supplémentaire du bruit peut être obtenue en supprimant le continuum stellaire (illustré dans les deux rangées du bas de la figure 2), comme nous le décrivons à la section 2.3.

Figure 2. Exemple de spectre du journal (M ) = 8.7–8.8 (Nfille = 884) pile. De gauche à droite, les trois colonnes montrent les lignes aurorales [O iii ] λ4363, [N ii ] λ5755 et [O ii ] λλ7320, 7330. De haut en bas, les quatre rangées correspondent au spectre réduit d'une seule galaxie, le spectre de l'empilement, le spectre de l'empilement après la suppression du continuum stellaire (ajustement de 3700-7360 Å), et le spectre de la pile après la suppression du continuum stellaire (ajustement à une fenêtre de 200 près de la ligne d'émission d'intérêt). Le continuum rms de chaque spectre près de la raie d'émission pertinente est indiqué dans l'encart de chaque panneau.

2.3. Soustraction du continuum stellaire

L'empilement des spectres augmente le rapport signal/bruit, mais il est important d'ajuster et de soustraire le continuum stellaire pour détecter et mesurer avec précision le flux de ces raies, en particulier [O iii ] λ4363 en raison de sa proximité avec la caractéristique d'absorption stellaire Hγ. Nous avons soustrait le continuum stellaire avec des spectres de galaxies modèles synthétiques créés avec le code de synthèse stellaire starlight (Cid Fernandes et al. 2005), adopté le Cardelli et al. (1989) loi d'extinction, et masqué les emplacements des raies d'émission. Les spectres synthétiques ont été créés à partir d'une bibliothèque de modèles spectraux empiriques de 300 miles (Sánchez-Blázquez et al. 2006 Cenarro et al. 2007 Vazdekis et al. 2010 Falcón-Barroso et al. 2011, données obtenues à partir du site Web miles 2) . Les modèles de miles ont fourni un excellent ajustement au continuum stellaire (voir les deux rangées du bas de la figure 2). Nous notons que les modèles de miles ont donné de meilleurs ajustements aux spectres S/N très élevés que les modèles spectraux de Bruzual & Charlot (2003), basés sur la bibliothèque stelib (Le Borgne et al. 2003).

Nous avons effectué des ajustements de modèles stellaires sur l'ensemble de la gamme spectrale, sélectionné des sous-régions centrées sur les lignes d'intérêt faibles et des sous-régions autour des lignes fortes vers le bleu de 4000 Å. Ces derniers sont situés au milieu d'une forêt de raies d'absorption stellaires. Les flux de raies des fortes raies d'émission vers le rouge de 4000 Å (Hβ, [O iii ] 4959, 5007, Hα, [N ii ] λλ6548, 6583, et [S ii ] λλ6716, 6731) ont été mesurés à partir du spectre où l'étoile continuum a été ajusté sur toute la gamme de longueurs d'onde de nos spectres empilés (λ = 3600-7360 voir troisième rangée de la figure 2). La soustraction du continu stellaire près des raies d'émission faibles ([S ii ] λ4069, [O iii ] λ4363, He ii λ4686, [N ii ] λ5755, [S iii ] λ6312, [Ar iv ] λ4740, et [O ii ] λλ7320, 7330) et les raies d'émission bleues fortes ([O ii ] λ3727 et [Ne iii ] λ3868) étaient améliorées si l'ajustement du continuum stellaire était limité à des gammes de longueurs d'onde limitées à quelques 100 de la raie d'intérêt (comparer les troisième et dernière rangées de la figure 2). Pour les raies faibles et les raies fortes bleues, nous avons mesuré les flux de raies des spectres soustraits du continu stellaire dans ces fenêtres de longueur d'onde étroites (les détails sont répertoriés dans le tableau 1). Afin de comparer les flux de raies à travers les régions avec différentes soustractions de continuum stellaire (par exemple, à partir de parties du spectre adaptées à des plages de longueurs d'onde plus petites), nous avons dénormalisé les spectres après l'ajustement de la lumière des étoiles.

Tableau 1. Plages d'ajustement et de masque de longueur d'onde des lignes mesurées

Ligne Gamme d'ajustement Gamme de masques
(UNE) (UNE)
(1) (2) (3)
[O ii ] λ3727 3700–4300 3710–3744
[Ne iii ] λ3868 3800–4100 3863–3873
[S ii ] λ4069 3950–4150 ⋅⋅⋅
Hγ λ4340 4250–4450 4336–4344
[O iii ] λ4363 4250–4450 4360–4366
Il ii λ4686 4600–4800 4680–4692
[Ar iv ] λ4740 3700–7360 ⋅⋅⋅
Hβ λ4861 3700–7360 4857–4870
[O iii ] λ4959 3700–7360 4954–4964
[O iii ] λ5007 3700–7360 5001–5013
[N ii ] λ5755 5650–5850 5753–5757
[Siii ] λ6312 6100–6500 6265–6322
[N ii ] λ6548 3700–7360 6528–6608
Hα λ6563 3700–7360 6528–6608
[N ii ] λ6583 3700–7360 6528–6608
[S ii ] λ6716 3700–7360 6696–6752
[S ii ] λ6731 3700–7360 6696–6752
[Ar iii ] λ7135 7035–7235 7130–7140
[O ii ] λ7320 7160–7360 7318–7322
[O ii ] λ7330 7160–7360 7328–7332

Remarques. Colonne 1 : raies d'émission. Colonne 2 : la gamme de longueurs d'onde de l'ajustement du continuum stellaire. Colonne 3 : la gamme de longueurs d'onde de l'ajustement du continuum stellaire qui a été masqué.

2.4. Mesures de flux de ligne automatisées

Nous avons utilisé le spécifique (Kriss 1994) dans le package iraf/stsdas pour ajuster automatiquement les raies d'émission avec un algorithme de minimisation χ 2. Nous ajustons simultanément un continuum plat et des profils de raies gaussiennes pour les raies d'émission, même si les raies étaient mélangées. Pour les doublets, nous avons fixé la largeur de la ligne la plus faible en épinglant sa largeur de vitesse à la ligne la plus forte ([O ii ] λ3726 à [O ii ] λ3729, [O iii ] λ4959 à [O iii ] λ5007, [N ii ] λ6548 à [N ii ] λ6583, [S ii ] λ6731 à [S ii ] λ6716 et [O ii ] λ7330 à [O ii ] λ7320). Nous avons également inclus le continuum rms du spectre en entrée de la procédure d'ajustement. Après avoir expérimenté plusieurs algorithmes de minimisation 2 différents implémentés dans spécifique, nous avons choisi l'algorithme du simplexe en raison de sa convergence cohérente, en particulier pour les raies faibles. Flux linéaires mesurés par spécifique généralement en bon accord avec les flux de ligne mesurés de manière interactive avec le package de revêtement OSU. L'incertitude dans le flux de ligne est basée sur l'ajustement χ 2 renvoyé par spécifique. Enfin, tous les flux de ligne ont été corrigés pour le rougissement avec la loi d'extinction de Cardelli et al. (1989) et l'hypothèse que le rapport intrinsèque des raies de Balmer est fixé par la recombinaison du cas B (Hα/Hβ = 2,86 pour Te = 10 000 K). Nous avons adopté un rapport Hα/Hβ fixe, même s'il est une faible fonction de la température électronique. Pour le journal (M /M) = 10,0 à 10,1 pile (Te[O ii ] = 7200 K), dont l'abondance en oxygène est dominée par O + (c'est-à-dire un empilement où l'effet potentiel serait maximal en raison de la ligne de base de grande longueur d'onde entre [O ii ] λ3727 et [O ii ] λλ7320, 7330) , cet effet diminuerait log(O + /H + ) de

0,07 dex. Les flux de ligne sont présentés dans un tableau en ligne dont les colonnes sont décrites dans le tableau 2.

Colonne Format La description
1 F4.1 Limite inférieure de masse stellaire de la pile
2 F4.1 Limite supérieure de masse stellaire de la pile
3 F4.1 Limite SFR inférieure de la pile
4 F4.1 Limite SFR supérieure de la pile
5 I5 Nombre de galaxies dans la pile
6 F6.3 Masse stellaire médiane de la pile
7 F6.3 SFR médian de la pile
8 F6.2 [O ii ] λ3727 flux de ligne
9 F5.2 Erreur sur [O ii ] λ3727 flux de ligne
10 F5.2 [Ne iii ] λ3868 flux de ligne

Seule une partie de ce tableau est montrée ici pour illustrer sa forme et son contenu. Une version lisible par machine du tableau complet est disponible.

Nous n'avons pas tenu compte des lignes qui étaient mal ajustées (flux négatif, incertitude sur la longueur d'onde centrale >1 Å, incertitude sur la largeur de vitesse de >100 km s −1 , ou faible S/B [<5σ]). Des précautions supplémentaires ont été prises pour assurer la robustesse des mesures de flux [O iii ] λ4363. Comme M augmenté à des valeurs modérées (log[M ] > 9.0), une caractéristique d'émission non identifiée à 4359 Å s'est mélangée à la raie [O iii ] λ4363, ce qui a limité le S/B de la mesure de flux de raie indépendamment du continuum rms. Nous ne sommes pas sûrs de l'origine de cette caractéristique, mais elle pourrait être causée par une sur-soustraction dans l'ajustement du continuum stellaire. Nous ajustons simultanément la caractéristique 4359 Å et [O iii ] λ4363 et avons épinglé la largeur de vitesse des deux lignes à Hγ. Si 4359 Å > 0.5 [O iii ] 4363, alors nous avons déterminé que [O iii ] λ4363 ne pouvait pas être robuste. Si [O iii ] λ4363 pouvait être bien ajusté, nous le rajustons avec une seule gaussienne dont la largeur de vitesse était épinglée sur Hγ. Les mesures de flux de ligne à partir de l'ajustement gaussien unique s'accordaient mieux avec les mesures de flux de ligne interactives que les mesures de flux de ligne dissociées. Les raies faibles restantes se trouvent dans des régions sans fortes caractéristiques d'absorption stellaire. Souvent, les raies [O ii ] λλ7320, 7330 peuvent être détectées dans les spectres empilés sans l'ajustement du continuum stellaire (voir la figure 2(f)). Les raies aurorales [N ii ] 5755 et [S ii ] λ4069 étaient généralement trop faibles pour être détectées sans soustraction du continuum stellaire.

Les raies de recombinaison optique, telles que C ii λ4267 et O ii λ4649, sont également sensibles à la métallicité. Contrairement aux raies aurorales, elles sont presque indépendantes de la température, elles pourraient donc fournir une vérification utile des métallicités de la méthode directe. Malheureusement, les raies de recombinaison optique ont tendance à être très faibles (par exemple, le rapport médian O ii λ4649/[O iii ] λ4363 de cinq régions extragalactiques H ii étudiées par Esteban et al. 2009 était de 0,08), et nous ne les avons pas détectées dans le spectres empilés.


Lourd dans tes bras (en spirale)

Dans les articles d'aujourd'hui, I-Ting Ho et ses collaborateurs tentent de déterminer s'il existe des motifs dans les métallicités en phase gazeuse qui sont liés aux motifs en spirale d'un disque galactique.

Pour ce faire, ils mesurent les métallicités dans les disques de face de NGC 1365 et NGC 2997. Ils l'ont fait avec des centaines de spectres optiques du programme TYPHOON, en utilisant le télescope du Pont de 2,5 mètres de l'observatoire de Las Campanas. Cela a pris beaucoup de temps & #8212environ 40 à 50 les heures pour chaque galaxie, mais les auteurs se sont retrouvés avec des cartes spectrales à très haute résolution de chaque galaxie.

Comment les métallicités sont-elles mesurées à partir de ces spectres ? Dans les articles d'aujourd'hui, Ho et al. utiliser un code pour ajuster plusieurs raies spectrales à une grille de modèles avec différentes métallicités et d'autres paramètres. (Cet Astrobite a un bon aperçu des autres façons de dériver les métallicités en phase gazeuse, si vous êtes intéressé. Pour les besoins des articles d'aujourd'hui, l'étalonnage exact n'a pas trop d'importance tant que nous sommes cohérents, parce que nous ne nous soucions que de comparer les résultats au sein de la même galaxie.)

Cela conduit à des cartes de métallicité magnifiquement résolues des régions des galaxies (Figure 2) ! These maps show that the most obvious pattern is a radial gradient: metallicities are higher near the centers of the galaxies and lower near the outskirts. As mentioned earlier, this is likely because galaxy formation proceeds from the inside out.

Figure 2. Gas-phase metallicity maps of NGC 1365 (left) and NGC 2997 (right). Blue corresponds to low metallicity, and red is high metallicity. Note that metallicity is defined as 12 + log(O/H), which is the relative abundance of oxygen to hydrogen. (Oxygen emission lines are easy to measure, so oxygen is usually used as a proxy for total gas-phase metallicity.) Figure 3 from Paper I and Paper II.

But this is old news. We want to know about the secondary metallicity patterns due to variations around the disk! So the authors subtract out the average radial metallicity gradient and consider the residuals in Figure 3. They also identify the star-forming spiral arms in these galaxies (by looking at Hα maps, since the Hα line is a tracer of star formation). Figure 3 shows that the metallicities in the spiral arms are higher than the metallicities outside of the spiral arms!

Figure 3. Gas-phase metallicity maps of NGC 1365 (left) and NGC 2997 (right), but now the average radial metallicity gradient has been subtracted! Again, blue corresponds to low metallicity, and red is high metallicity. Spiral arms are marked with dashed lines. Figure 7 from Paper I and Paper II.


Researchers Use LAMOST Data to Obtain Reliable Parameters of Star Clusters in Andromeda Galaxies (Astronomy)

Recently, PhD student Wang Shoucheng, researcher Ma Jun and associate professor Chen Bingqiu of Yunnan University used LAMOST DR6 low-resolution spectral data and other multi-band photometric survey data at home and abroad to measure the reliable parameters of 346 star clusters in the Andromeda Galaxy ( M31 ).

M31 is about 2.5 million light years away from us . As the closest large spiral galaxy to us, M31 is the best astrophysics laboratory for astronomers to study the formation and evolution of galaxies. Massive star clusters, including old globular clusters and young mass star clusters, are widely distributed in various regions from the core ball, galaxy disk to the outer halo of the galaxy. They record the early formation and evolution of galaxies and reveal the history of galaxy integration. A great tool.

Based on the spectral data of LAMOST DR6 , combined with the multi-band photometric data of the cluster, the researchers constructed a set of cluster parameter fitting methods based on machine learning, which can effectively break the degenerate relationship between metal abundance and age. Using this method, the researchers respectively estimated the age and metallic abundance information of 346 young massive star clusters and old globular star clusters in M31. The measurement results are consistent with the previous comparison results. In this work, the ages of nearly 30 star clusters and the metallic abundances of nearly 40 star clusters are the first time astronomers know. This provides reliable data support for further research on the evolution of stars and the formation and evolution of galaxies.

The figure below shows the age and metal abundance distribution of the massive star clusters in M31 obtained in this work . The new metal abundance distribution results show that the globular cluster of M31 is different from the bimodal distribution of the globular cluster of the Milky Way, but presents a more complex structure.

M31 age massive clusters and metal abundance sample distribution , red color and blue color dotted respectively Representative samples of the present midlife light and old star groups . Side gray histogram on the chart represents the kind of this all-star group in age and metallicity distribution of red color and blue color histogram chart represent clusters of young and old in age and metallicity distribution.


Test Report - Using filters on galaxies

FYI, I published a new test report talking about what can be achieved using a filter with your camera when trying to observe galaxies from a light polluted location. This is a fresh look at the topic using a newer technology camera, my DS432M TEC. All my previous experiments on the topic are from 2012 and used my colour Mallincam Xtreme.

Bottom line: filters that pass infrared increase contrast of galaxies, but the improvement is subtle. The best improvement in contrast came from using infrared high-pass filters, with the Optolong Nightsky Halpha and Baader IR Pass being good commercially available options. You can download the report from the link below.

#2 hornjs

Nice write up Jim. Thanks for testing these.

#3 alphatripleplus

Will take a close look. Thanks, Jim.

#4 GalaxyPiper

Your dedication will help us all in our endeavors!

#5 alphatripleplus

Jim, I know your testing was done under Bortle 9 skies, where the boost in SNR and contrast from those filters that pass a lot of infrared is noticeable on broadband targets like galaxies, but at the expense of longer total exposures. I wonder at what lower level of LP, would you think that there is little value in using the high bandpass infrared filters on galaxies vs going unfiltered? I haven't done much testing here (Bortle 4), but what little I've done suggests going unfiltered is better under my conditions. Des pensées? Thanks.

#6 GaryShaw

Hi
You are a Prince and a fine Fellow Jim ! Thanks for this shared research.

ps: last time I looked the optolong night sky filter was not available and the astronomik Pro Planet 642 BP was a good alternative. Still the case?
Gary

#7 jimthompson

Jim, I know your testing was done under Bortle 9 skies, where the boost in SNR and contrast from those filters that pass a lot of infrared is noticeable on broadband targets like galaxies, but at the expense of longer total exposures. I wonder at what lower level of LP, would you think that there is little value in using the high bandpass infrared filters on galaxies vs going unfiltered? I haven't done much testing here (Bortle 4), but what little I've done suggests going unfiltered is better under my conditions. Des pensées? Thanks.

I will have a look at my predictions and report back on what I find. I know from some limited testing that for a Bortle 2 sky no filter is best, but I don't know what to say about Bortle 4-5.

#8 jimthompson

Hi
You are a Prince and a fine Fellow Jim ! Thanks for this shared research.

ps: last time I looked the optolong night sky filter was not available and the astronomik Pro Planet 642 BP was a good alternative. Still the case?
Gary

The Pro Planet 642 seems to work "okay", but the Optolong Nightsky Halpha is noticeably better. Apparently you can still buy this filter, you just need to find a retailer who has it in stock.

#9 Ptarmigan

Intéressant. I do not see the ZWO 850 nm filter used. I used it and works on galaxies.

#10 SanjeevJoshi

As an fyi - Celestron RASA LPR and Optolong Pro both seem decent for Bortle 7/8. Subjectively I would give the Optolong Pro just a tiny edge but it was not based on proper testing.

#11 jimthompson

Inspired by Errol's question above, I have used my prediction tool to calculate how the performance of these filters on galaxies changes with the light pollution level. I have attached some plots of my predictions below. The results are more complicated that I was expecting. As the amount of man-made light reduces moving from Bortle 9 to Bortle 2, the filter that provides the best contrast increase varies continuously. In heavy light pollution the best filter is an IR Pass with a cut-off wavelength in the 750 to 850nm range. As the LP level decreases, so does the cut-off wavelength giving the best contrast. With little to no LP the best choice is a filter that blocks IR entirely as well as naturally occurring LP. Band pass filters with response in the IR band like the Astronomik UHC are a compromise between these two extremes of IR passing and IR blocking filters.

Before anyone runs out and buys the ZWO 850 or a generic 760nm High Pass filter, it is important to note how these filters affect exposure time. I have calculated the Luminous Transmissivity for each of the filters considered, a measure of generally how much light gets through the filter (see attached table). When I did my testing I used sub-exposures of 20sec and that seemed to work okay for most of the filters. Those filters have a %LT in the 30 to 40% range. The generic 760nm filter has a %LT of 14%, roughly half of what the filters in my test have. This would imply I would need to use sub-exposures twice as long, so 40sec which is probably still manageable. The ZWO 850 has a %LT of 6%, implying I'd need around 6x the exposure or around 120sec for my sub-exposures. That is starting to get too long for a sub-exposure in my opinion. The relative exposure requirements may be one reason why I was seeing the Optolong Nightsky Halpha performing better than the other filters tested. Perhaps another test is required, this time varying the sub-exposure length corresponding to each filter's %LT. We shall see.

Vignettes attachées

#12 jimthompson

As an fyi - Celestron RASA LPR and Optolong Pro both seem decent for Bortle 7/8. Subjectively I would give the Optolong Pro just a tiny edge but it was not based on proper testing.

The Celestron RASA LPR and Optolong L-Pro filters are what I call "multi-band" filters. They are modelled after the IDAS LPS-P# family, which were the first filters of this type to be available commercially. In my opinion this family of filters does a good job of maintaining colour balance, but they do very little to reduce light pollution. Unless you are under Bortle 4 or better skies, these filters are a waste of money.


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The SAMI galaxy survey : Bulge and disk stellar population properties in cluster galaxies. / Barsanti, S. Owers, M. S. McDermid, R. M. Bekki, K. Bland-Hawthorn, J. Brough, S. Bryant, J. J. Cortese, L. Croom, S. M. Foster, C. Lawrence, J. S. López-Sánchez, R. Oh, S. Robotham, A. S.G. Scott, N. Sweet, S. M. van de Sande, J.

Dans : Astrophysical Journal, Vol. 906, No. 2, 100, 10.01.2021.

Research output : Contribution to journal › Article

T1 - The SAMI galaxy survey

T2 - Bulge and disk stellar population properties in cluster galaxies

N2 - We explore stellar population properties separately in the bulge and the disk of double-component cluster galaxies, to shed light on the formation of lenticular galaxies in dense environments. We study eight low-redshift clusters from the Sydney-AAO Multi-object Integral field Galaxy Survey, using two-dimensional photometric bulge-disk decomposition in the g, r, and i bands to characterize galaxies. For 192 double-component galaxies with M* > 1010 Me, we estimate the color, age, and metallicity of the bulge and the disk. The analysis of the g − i colors reveals that bulges are redder than their surrounding disks, with a median offset of 0.12 ± 0.02 mag, consistent with previous results. To measure mass-weighted age and metallicity, we investigate three methods: (i) one based on galaxy stellar mass weights for the two components, (ii) one based on flux weights, and (iii) one based on radial separation. The three methods agree in finding 62% of galaxies having bulges that are 2-3 times more metal-rich than the disks. Of the remaining galaxies, 7% have bulges that are more metal-poor than the disks, while for 31%, the bulge and disk metallicities are not significantly different. We observe 23% of galaxies being characterized by bulges older and 34% by bulges younger with respect to the disks. The remaining 43% of galaxies have bulges and disks with statistically indistinguishable ages. Redder bulges tend to be more metal-rich than the disks, suggesting that the redder color in bulges is due to their enhanced metallicity relative to the disks instead of differences in stellar population age.

AB - We explore stellar population properties separately in the bulge and the disk of double-component cluster galaxies, to shed light on the formation of lenticular galaxies in dense environments. We study eight low-redshift clusters from the Sydney-AAO Multi-object Integral field Galaxy Survey, using two-dimensional photometric bulge-disk decomposition in the g, r, and i bands to characterize galaxies. For 192 double-component galaxies with M* > 1010 Me, we estimate the color, age, and metallicity of the bulge and the disk. The analysis of the g − i colors reveals that bulges are redder than their surrounding disks, with a median offset of 0.12 ± 0.02 mag, consistent with previous results. To measure mass-weighted age and metallicity, we investigate three methods: (i) one based on galaxy stellar mass weights for the two components, (ii) one based on flux weights, and (iii) one based on radial separation. The three methods agree in finding 62% of galaxies having bulges that are 2-3 times more metal-rich than the disks. Of the remaining galaxies, 7% have bulges that are more metal-poor than the disks, while for 31%, the bulge and disk metallicities are not significantly different. We observe 23% of galaxies being characterized by bulges older and 34% by bulges younger with respect to the disks. The remaining 43% of galaxies have bulges and disks with statistically indistinguishable ages. Redder bulges tend to be more metal-rich than the disks, suggesting that the redder color in bulges is due to their enhanced metallicity relative to the disks instead of differences in stellar population age.


Star formation quenching in massive galaxies

Understanding how and why star formation turns off in massive galaxies is a major challenge for studies of galaxy evolution. Many theoretical explanations have been proposed, but a definitive consensus is yet to be reached.

Despite the success of the Lambda Cold Dark Matter (ΛCDM) cosmological model in reproducing the observable Universe, certain properties of galaxies remain unexplained in this framework. Specifically, to reproduce the observed population of massive galaxies, cosmological models must include a poorly constrained quenching mechanism — a process that suppresses star formation — to solve two problems. The first is the discrepancy between the observed galaxy mass function and the theoretical halo mass function 1 . The second is the observation that more massive galaxies have systematically older stars 2 . This contravenes the hierarchical nature of ΛCDM, in which more massive galaxies are expected to be younger, because they assemble at later times.


Galaxies Grew Quickly and Early On in the Universe

The behaviour of galaxies in the early Universe attracts a lot of attention from researchers. In fact, everything about the early Universe is under intense scientific scrutiny for obvious reasons. But unlike the Universe’s first stars, which have all died long ago, the galaxies we see around us—including our own—have been here since the early days.

Current scientific thinking says that in the early days of the Universe, the galaxies grew slowly, taking billions of years to become what they are now. But new observations show that might not be the case.

The new observations are from a survey called ALPINE (the ALMA Large Program to Investigate C+ at Early Times). ALPINE is a program that studies gas and dust properties of young galaxies during the early growth phase at redshifts z = 4-6.

“To our surprise, many of them were much more mature than we had expected.”

Andreas Faisst, IPAC at Caltech

The survey found that many galaxies experienced a growth spurt between 1 and 1.5 billion years after the Big Bang. During that growth spurt, galaxies acquired a significant amount of their stellar mass and dust. They also developed into the spiral galaxies that we see today and acquired heavy element content.

In the ALPINE survey, an international team of astronomers looked at 118 of these early galaxies that underwent growth spurts.

Andreas Faisst is one of the researchers involved in ALPINE. Faisst is a researcher at the Infrared Processing and Analysis Center (IPAC) at the California Institute of Technology (Caltech) and is also the lead principal investigator for ALPINE in the USA. In a press release, he said, “To our surprise, many of them were much more mature than we had expected.”

The ALPINE project surveys galaxies that are between 1 and 1.5 billion years after the Big Bang. At that age galaxies are in a transition phase between primordial and mature. The transition phase is critical in understanding how galaxies formed and evolved. Image Credit: ALPINE

The dust content heavy element in a galaxy is what differentiates young galaxies from mature galaxies. Only mature galaxies have higher amounts of dust and metals, because they’re a by-product of dying stars. Young galaxies haven’t been around long enough for generations of stars to die and create the dust and metals.

When researchers looked at the 118 young galaxies they were surprised to see so much dust and so much metallicity. Their presence indicated that there had already been more stellar activity than thought. “We didn’t expect to see so much dust and heavy elements in these distant galaxies,” said Faisst.

Daniel Schaerer of the University of Geneva is another scientist involved with ALPINE. “From previous studies, we understood that such young galaxies are dust-poor,” said Schaerer. “However, we find around 20 percent of the galaxies that assembled during this early epoch are already very dusty and a significant fraction of the ultraviolet light from newborn stars is already hidden by this dust,” he added.

These are two of the galaxies in the early universe that ALMA observed in radio waves. The galaxies are considered more “mature” than “primordial” because they contain large amounts of dust (yellow). ALMA also revealed the gas (red), which is used to measure the obscured star-formation and motions in the galaxies.
Credit: B. Saxton NRAO/AUI/NSF, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), ALPINE team.

Another question about the early galaxies is when they established rotation, and how soon that affected their structure. Spiral galaxies like our own Milky Way rotate, and that creates the spiral structure. Many of the galaxies in the study showed signs of rotationally-supported disks and diverse structures.

This goes against expectations.

According to accepted thinking, the early galaxies should be more chaotic and messy. Frequent galactic collisions and mergers should have prevented so much structure from emerging at such a young Universal age. “We see many galaxies that are colliding, but we also see a number of them rotating in an orderly fashion with no signs of collisions,” said John Silverman of the Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe in Japan.

Astronomers have observed distant galaxies from this time period before, like MAMBO-9 and the Wolfe Disk. MAMBO-9 is very dusty, and the Wolfe Disk has a rotating disk, so they were clues that galaxies could mature faster than thought. But they may have been outliers, and it took a larger survey like ALPINE to give researchers a clearer picture.

Artist impression of the Wolfe Disk, a massive rotating disk galaxy in the early, dusty universe. The galaxy was initially discovered when ALMA examined the light from a more distant quasar (top left). Credit: NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

But even though ALPINE has identified a handful of these early-bloomers, astronomers still don’t know how they grew up so fast and why some of them have rotating disks at such a young age.

ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimetre Array) played a huge role in this work. It’s an extremely powerful radio telescope, and that’s what’s needed to see these distant galaxies. While many of these galaxies are basically invisible in optical and infrared light, they can shine quite brightly in millimetre and submillimetre radiation. Whereas optical and infrared can’t pierce the dusty regions where stars form, or the motion of gas in these galaxies, ALMA can. In fact, optical and infrared telescopes sometimes miss entire galaxies.

“With ALMA we discovered a few distant galaxies for the first time. We call these Hubble-dark as they could not be detected even with the Hubble telescope,” said Lin Yan of Caltech.

Three of the dishes that make up the Atacama Large Millimeter/submillimter Array (ALMA). Image Credit: H. Calderón – ALMA (ESO/NRAO/NAOJ)

The team intends to keep using ALMA’s strength to try and understand why these young galaxies are so mature. While ALPINE was a survey that used 70 hours of observing time, they’d like to use ALMA to observe individual galaxies for longer periods of time. “We want to see exactly where the dust is and how the gas moves around. We also want to compare the dusty galaxies to others at the same distance and figure out if there might be something special about their environments,” added Paolo Cassata of the University of Padua in Italy, formerly at the Universidad de Valparaíso in Chile.

ALMA can’t do this work alone, of course. ALPINE is the largest survey of this type, where multiple telescopes at different wavelengths were used to study galaxies in the early Universe. A whole fleet of optical ‘scopes were used, including the Hubble, Keck, and VLT. And Spitzer’s infrared capabilities were used, too. It’s impossible to understand the history of distant galaxies without observations across multiple wavelengths.

“Such a large and complex survey is only possible thanks to the collaboration between multiple institutes across the globe,” said Matthieu Béthermin of the Laboratoire d’Astrophysique de Marseille in France.


Voir la vidéo: Apulanta - Lokin päällä lokki (Septembre 2021).