We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Lyman-$ alpha $ linje i galakser er især kendt for at vise en dobbelt toppet profil, hovedsagelig på grund af dens spredning i et bevægeligt medium, se fx den meget nylige Matthee et al. 2021, X-SHOOTER Lyman-α-undersøgelsen ved z = 2 (XLS-z2) I: det panchromatiske spektrum af typiske Lyman-α-emittere.
Når jeg læste gennem nogle litteratur, lærte jeg, at det meste af tiden reducerer den blå top og den røde forstærkes på grund af tilstedeværelsen af udstrømmende medium, der ofte findes i stjernedannende galakser. Topadskillelsen er i størrelsesordenen et par hundrede $ rm km ~ s ^ {- 1} $. I tilfælde af indstrømmende medium (sjældnere) er situationen omvendt. Jeg har et spektrum af galakser i hænderne med en Lyman-$ alpha $ absorberes ved den systemiske rødskift og med en smal komponent blueskiftet af $> 1000 ~ rm km ~ s ^ {- 1} $, uden rød top. Er der nogen kendt mekanisme, der kan forklare dette?
Emission og gaskinematik i en lyman-alfa-klat ved z ∼ 3.1
Vi præsenterer spektroskopiske målinger af [O III] -emissionslinjen fra to underregioner med stærk Lya-emission i en radiostille Lyman-alpha-blob (LAB). Bloben, der undersøges, er LAB1 ved z ∼ 3.1, og [O III] -detektionerne er fra de to Lyman-galakser (LBG'er), der er indlejret i blobhalogen. [O III] målingerne blev foretaget med LUCIFER på det 8,4 m store kikkertteleskop og NIRSPEC på det 10 m store Keck-teleskop. Sammenligning af rødskiftet af [O III] målingerne med Lyα rødskift fra SAURON giver os mulighed for at tage et skridt i retning af at forstå kinematikken for gassen i klodsen. Ved hjælp af både LUCIFER og NIRSPEC finder vi hastighedsforskydninger mellem [O III] og Lyα rødskift, der er beskedent negative eller konsistente med 0 km s -1 i begge undersøgte underregioner (varierer fra -72 ± 42- + 6 ± 33 km s -1 ). En negativ forskydning betyder, at Lyα er blåskiftet med hensyn til [O III], en positiv forskydning indebærer, at Lyα er rødskiftet med hensyn til [O III]. Disse resultater kan antyde, at udstrømning ikke primært er ansvarlig for Lyman alpha-undslip i dette LAB, da udstrømning generelt forventes at give en positiv hastighedsforskydning. Derudover præsenterer vi en [O III] line flux øvre grænse for en tredje region af LAB1, en region der ikke er forbundet med nogen underliggende galakse. Vi finder ud af, at den [O III] øvre grænse fra den galakse-uassocierede region af blob er mindst 1,4-2,5 gange svagere end [O III] -strømmen fra en af de LBG-associerede regioner og har en [O III] til Lyα-forhold målt mindst 1,9-3,4 gange mindre end det samme forhold målt fra en af LBG'erne.
Den primære årsag til asymmetrien af Ly $ alpha $ -linjen er bulkbevægelse af neutralt brint, dvs. tilvoksende gas (forårsager en blåskiftet linje) eller galaktisk udstrømning (forårsager en rødskiftet linje).
Mekanisme for Ly $ alpha $ dobbelt top
Generelt skal fotoner undslippe i en dobbelt-toppet linje for Ly $ alpha $ -fotoner produceret i midten af en blob af neutralt brint (dvs. en galakse). Årsagen til dette er det store tværsnit $ sigma $ for fotoner i linjecentret. Ly $ alpha $ -fotonet kan ikke rejse meget langt, før det rammer et brintatom, absorberes og genudsendes næsten øjeblikkeligt i en anden retning. Men på grund af gasatomets termiske bevægelse opfanger fotonet et lille Doppler-skift ved hver spredning, enten til det blå (hvis det udsendes i den retning, atomet bevæger sig) eller til det røde (hvis det udsendes i den modsatte retning ). På denne måde diffunderer fotoner langsomt ikke kun i rummet, men også i frekvens. Efterhånden som bevægelsen væk fra linjecentret $ sigma $ aftager, hvilket gør gassen mindre optisk tyk, og således bliver det lettere at flygte efter at have diffunderet enten til den røde eller den blå side af linjecentret (blot et par Ångström).
Rødskift forårsaget af udstrømning
Hvis gas strømmer ud fra galaksen, som det ofte er tilfældet i højrødskiftede galakser på grund af den forbedrede stjernedannelse, vil de "blå" fotoner i referencerammen for en udstrømmende skal af gas blive rød forskudt og således være i linjen center, hvor uigennemsigtigheden er høj. Derfor vil de sprede flere gange og blive fanget i denne gas og igen diffuse i frekvens. På den anden side vil de "røde" fotoner være endnu rødere i referencerammen for den udstrømmende gas og passere frit. Fotoner fanget i skallen kan undslippe, når de er diffunderet til den røde side.
Således har udstrømningen den virkning at slette den blå top, ikke ved at absorbere fotoner, men snarere ved at gøre dem til røde fotoner.
Blueshift forårsaget af (kold) tilvækst
I tilfælde af store gasmasser, der tilføres galaksen, hvilket også skulle ske under galaksedannelsesprocessen, er historien omvendt i referencerammen for den tiltagende gas, de røde fotoner ses i linjens centrum, er fanget og skal diffundere til den blå side, før de kan flygte.
Rødskift forårsaget af et neutralt intergalaktisk medium
Ved meget høje rødskift, siger over 5 eller deromkring, når vi er tæt på epoken med reionisering, hvor den neutrale del af det intergalaktiske medium er høj, vil den blå side af linjen også blive slettet af samme fysiske grund som ved udstrømning . Kun i dette tilfælde er det ikke neutral gas, der strømmer ud fra galaksen, men simpelthen den neutrale gas i det ekspanderende pergalaktiske medium.
Hvis du vil dykke dybere ned i dette, kan jeg ikke lade være med at reklamere lidt for min afhandling, som netop handler om dette emne. Kapitel 3 diskuterer fysikken i Lyman $ alpha $ resonanspredning.
Titel: THE LYMAN ALPHA REFERENCE PRØVE. V. VIRKNINGEN AF NEUTRAL ISM KINEMATIK OG GEOMETRI PÅ Lyα ESCAPE
Vi præsenterer højopløsnings-langt-UV-spektroskopi af de 14 galakser i Lyα-referenceeksemplet på en prøve af stærkt stjernedannende galakser ved lave rødskift (0,028 & lt z & lt 0,18). Vi sammenligner de afledte egenskaber med globale egenskaber, der stammer fra multibåndsbilleddannelse og 21 cm H i-interferometri og observationer med enkelt skål samt arkivoptiske SDSS-spektre. Udover Lya-linjen indeholder spektrene et antal metalabsorptionsfunktioner, der giver os mulighed for at undersøge kinematikken for den neutrale ISM og evaluere den optiske dybde og og dækningsfraktionen af det neutrale medium som en funktion af synshastighed. Desuden viser vi, hvordan dette, i kombination med den nøjagtige bestemmelse af systemisk hastighed og gode Lyα-spektre, kan bruges til at skelne en model, hvor separate klumper samlet dækker baggrundskilden helt fra "picket hegnet" -modellen navngivet af Heckman et al. Vi finder ud af, at ingen enkelt effekt dominerer i styring af Lyα strålingsoverførsel og flugt. Lyα-flugt i vores prøve falder sammen med en maksimal hastighedsindlagt dækningsfraktion på ≲0,9 og bulkudstrømningshastigheder på ≳50 km s, selvom et antal galakser viser disse karakteristika og alligevel slipper lidt eller ingen Lya ud. Vi finder mere & raquo, at Lyα-spidshastigheder, hvor de er tilgængelige, ikke er i overensstemmelse med en stærk tilbagespredningskomponent, men snarere med en enklere model af en iboende emissionslinje overlejret af en blåskiftet absorptionsprofil fra den udstrømmende vind. Endelig finder vi en stærk antikorrelation mellem Hα-ækvivalent bredde og maksimal hastighedsinddækket dækningsfaktor og foreslår en heuristisk forklarende model. & laquo mindre
Francis, P. J. et al. En gruppe galakser ved rødskift 2.38. Astrofyser. J. 457, 490–499 (1996). Steidel, C. C. et al. Lyα-billeddannelse af en proto-klyngeområde ved z = 3.09. Astrofyser. J. 532, 170–182 (2000). Matsuda, Y. et al. En subaru-søgning efter Lyα-klatter i og omkring protocluster-regionen ved rødskift z = 3.1. Astron. J. 128, 569–584 (2004). Matsuda, Y. et al. Diffuse Lyα-haloer omkring Lyα udsender kl z = 3: bestemmer distributioner af mørkt stof de rumlige Lyα-omfang? Man. Ikke. R. Astron. Soc. 425, 878–883 (2012). Wisotzki, L. et al. Næsten hele himlen er dækket af Lyman-α-emission omkring højrødskiftede galakser. Natur 562, 229–232 (2018). Laursen, P., Sommer-Larsen, J., Milvang-Jensen, B., Fynbo, J. P. U. & amp. Razoumov, A. O. Lya-emitterende galakser i epoken med reionisering. Astron. Astrofyser. 627, A84 (2019). Smith, A. et al. Lya's fysik flygter fra galakser med høj rødforskydning. Man. Ikke. R. Astron. Soc. 484, 39–59 (2019). Yajima, H., Li, Y. & amp Zhu, Q. Udvidet Lya-emission fra interagerende galakser ved høje rødskift. Astrofyser. J. 773, 151 (2013). Ao, Y. et al. Hvad styrker Lyα-klatter? Astron. Astrofyser. 581, A132 (2015). Ao, Y. et al. Dybe submillimeter og radioobservationer i SSA22-feltet. I. Strømkilder og Lyα undslipper fraktion af Lyα-klatter. Astrofyser. J. 850, 178 (2017). Cantalupo, S. i Gasoptagelse på galakser (red. Fox A. & amp Davé, R.) 195-220 (Springer, 2017). Cen, R. & amp Zheng, Z. Naturen af Lyα-klatter: drevet af ekstreme stjerneudbrud. Astrofyser. J. 775, 112 (2013). Colbert, J. W. et al. Ultraviolet-lys, høj-rød forskydning ultraluminøse infrarøde galakser. Astrofyser. J. 637, L89 – L92 (2006). Geach, J. E. et al. Chandra deep protocluster survey: Lyα-klatter drives af opvarmning, ikke afkøling. Astrofyser. J. 700, 1–9 (2009). Geach, J. E. et al. ALMA-observationer af Lyα-blob 1: halounderstruktur belyst indefra. Astrofyser. J. 832, 37 (2016). Zheng, Z., Cen, R., Weinberg, D., Trac, H. & amp Miralda-Escudé, J. Udvidet Lya-emission omkring stjernedannende galakser. Astrofyser. J. 739, 62 (2011). Nilsson, K. K., Fynbo, J. P. U., Moller, P., Sommer-Larsen, J. & amp Ledoux, C. En Lya-klat i det sydlige gods-felt: bevis for kold tilvækst i en mørk stofhalo. Astron. Astrofyser. 452, L23 – L26 (2006). Smith, D. J. B. & amp Jarvis, M. J. Bevis for kold tilvækst i en massiv galakse ved høj rødskift? Man. Ikke. R. Astron. Soc. 378, L49 – L53 (2007). Dijkstra, M. & amp Loeb, A. Lyα klatter som en observationssignatur af kold tilvækst strømmer ind i galakser. Man. Ikke. R. Astron. Soc. 400, 1109–1120 (2009). Palunas, P., Teplitz, H. I., Francis, P. J., Williger, G. M. & amp Woodgate, B. E. Fordelingen af Lya-udsendende galakser ved z = 2.38. Astrofyser. J. 602, 545–554 (2004). Zheng, Z. & amp Miralda-Escudé, J. Monte Carlo simulering af Lyα-spredning og anvendelse på dæmpede Lyα-systemer. Astrofyser. J. 578, 33–42 (2002). Dijkstra, M., Haiman, Z. & amp Spaans, M. Lyα-stråling fra kollapsende protogalaksier. II. Observationsbevis for gasindfald. Astrofyser. J. 649, 37 (2006). Faucher-Giguère, C.-A., Kereš, D., Dijkstra, M., Hernquist, L. & amp Zaldarriaga, M. Lyα køleemission fra galakse dannelse. Astrofyser. J. 725, 633–657 (2010). Hayes, M., Scarlata, C. & amp Siana, B. Central strømforsyning af den største Lyα-tåge afsløres af polariseret stråling. Natur 476, 304–307 (2011). Cen, R. Evolution af kolde strømme og fremkomsten af Hubble-sekvensen. Astrofyser. J. 789, L21 (2014). Dekel, A. et al. Kolde strømme i tidlige massive varme glorier som hovedform for dannelse af galakse. Natur 457, 451–454 (2009). Agertz, O., Teyssier, R. & amp Moore, B. Dannelsen af skivegalakser i en ΛCDM-univers. Man. Ikke. R. Astron. Soc. 410, 1391–1408 (2011). Dekel, A. & amp Birnboim, Y. Galaxy bimodalitet på grund af kolde strømme og stødopvarmning. Man. Ikke. R. Astron. Soc. 368, 2–20 (2006). Nelson, D. et al. Moving mesh-kosmologi: sporing af kosmologisk tilvækst af gas. Man. Ikke. R. Astron. Soc. 429, 3353–3370 (2013). Martin, D. C. et al. En kæmpe protogalaktisk disk knyttet til det kosmiske web. Natur 524, 192–195 (2015). Erb, D. K., Bogosavljević, M. & amp Steidel, C. C. Filamentær struktur i stor skala spores af seks Lya-klatter ved z = 2.3. Astrofyser. J. 740, L31 (2011). Umehata, H. et al. Gasfilamenter på det kosmiske web placeret omkring aktive galakser i en protokluster. Videnskab 366, 97–100 (2019). Yajima, H., Li, Y., Zhu, Q. & amp Abel, T. Kold tilvækst i tidlig galaksedannelse og dens Lyα-signaturer. Astrofyser. J. 801, 52 (2015). Zheng, Z. & amp Wallace, J. Anisotropisk Lyman-alfa-emission. Astrofyser. J. 794, 116 (2014). Kimm, T., Cen, R., Devriendt, J., Dubois, Y. & amp Slyz, A. Mod at simulere stjernedannelse i turbulent høj-z galakser med mekanisk feedback fra supernovaer. Man. Ikke. R. Astron. Soc. 451, 2900–2921 (2015). Vernet, J. et al. X-shooter, det nye bredbåndsspektrograf med mellemopløsning på ESO Very Large Telescope. Astron. Astrofyser. 536, A105 (2011). Freudling, W. et al. Automatiske datareduktionsarbejdsprocesser til astronomi. Eso-refleksmiljøet. Astron. Astrofyser. 559, A96 (2013). Colbert, J. W. et al. Polycyklisk aromatisk carbonhydridemission inden for Lyα-klatter. Astrofyser. J. 728, 59 (2011). Carnall, A. C., McLure, R. J., Dunlop, J. S. & amp Davé, R. Indledende stjernedannelseshistorierne for massive hvilende galakser med PØJLER: bevis for flere slukningsmekanismer. Man. Ikke. R. Astron. Soc. 480, 4379–4401 (2018). Rodrigo, C., Solano, E. & amp Bayo, A. SVO-filterprofiltjenesten (IVOA-dokumenter, 2012) http://ivoa.net/documents/Notes/SVOFPS/index.html Rodrigo, C. & amp Solano, E. Adgangsprotokol til filterprofiltjeneste (IVOA-dokumenter, 2013) http://ivoa.net/documents/Notes/SVOFPSDAL/index.html Kennicutt, R. C. & amp Evans, N. J. Stjernedannelse i Mælkevejen og nærliggende galakser. Annu. Præst Astron. Astrofyser. 50, 531–608 (2012). Lu, N. et al. Måling af stjernedannelseshastighed og langt-infrarød farve i højrødskiftede galakser ved hjælp af CO (7–6) og [N ii] 205 μm linjer. Astrofyser. J. 802, L11 (2015). Carilli, C. L. & amp Walter, F. Kølig gas i højrødskiftede galakser. Annu. Præst Astron. Astrofyser. 51, 105–161 (2013). Yang, C. et al. Molekylær gas i de herschel-valgte stærkt linsede submillimeter galakser ved (z sim 2-4 ) som sonderet af multi-J CO-linjer. Astron. Astrofyser. 608, A144 (2017). Downes, D. & amp Solomon, P. M. Roterende nukleare ringe og ekstreme stjerneudbrud i ultraluminøse galakser. Astrofyser. J. 507, 615–654 (1998). Yang, Y., Zabludoff, A., Jahnke, K. & amp Davé, R. Egenskaberne ved Lyα-tåger: gaskinematik fra ikke-resonante linjer. Astrofyser. J. 793, 114 (2014). Gronke, M., Bull, P. & amp Dijkstra, M. En systematisk undersøgelse af Lyα-overførsel gennem udstrømmende skaller: modelparameterestimering. Astrofyser. J. 812, 123 (2015). Gurung-López, S., Orsi, Á. A. & amp Bonoli, S. FLAREON: en hurtig beregning af Lyα-flugtfraktioner og linjeprofiler. Man. Ikke. R. Astron. Soc. 490, 733–740 (2019). Vanzella, E. et al. Lysende gasindstrømning / -udstrømning i MUSE dybeste felter: Lyα-tåger omkring dannende galakser ved z ≃ 3.3. Man. Ikke. R. Astron. Soc. 465, 3803–3816 (2017). Gronke, M. Modellering 237 Lyα-spektre af MUSE-Wide-undersøgelsen. Astron. Astrofyser. 608, A139 (2017). peer reviewed audience: forsker, professionel, studerende Lyman-alpha-auroralemission er kendetegnet ved en bred linjeprofil, hvis form afhænger af energi- og pitchvinkelfordelingerne i den første protonstråle, mens dens totale lysstyrke afspejler protonens energiflux, der er udfældet i den aurale øvre stemning. Global fjernmåling af protonurora gennem dens ultraviolette signatur gør det stadig vigtigere at relatere egenskaberne ved Lyman-alfa-emission til de fysiske egenskaber ved den udfældede protonflux. Vi præsenterer en numerisk model af proton- og hydrogenfluxtransport og kinetik baseret på den direkte simulering af Monte Carlo-metoden. I denne tilgang simuleres alle elastiske og uelastiske processer stokastisk såvel som produktionen af Lyman-alfa-fotoner med den tilknyttede Doppler-hastighedskomponent. Modellen inkluderer også kollisions-, geomagnetisk og geometrisk spredning af proton-hydrogenstrålen. Vi viser, at overvejelse af den stokastiske karakter af H-atomhastighedsfordelingen efter kollisioner producerer linjeprofiler, der er forskellige fra dem, der opnås i de omtrentlige spredningsvinkeltilnærmelser, der tidligere blev brugt i protontransportkoder. Især er den forudsagte fraktion af fotoner på grund af tilbagespredte partikler betydeligt større, når stokastisk kollisionsspredning overvejes end i de strengt fremad eller gennemsnitlige spredningsvinkeltilnærmelser. I modsætning til den mediale bølgelængde viser positionen af toppen i linjeprofilen en svag invers afhængighed af protonenergien. Effektiviteten af Lyman-alpha-fotonproduktionen pr. Indfaldende energiflux falder betydeligt, når den gennemsnitlige protonenergi stiger. Linjeprofilen og mængden af blå forskudt (til nedadgående visning) emission afhænger på en kompleks måde af protonernes indledende energi og stigningsvinkelfordeling. Linjeprofilerne, der forventes for middagskusp og midnat proton aurora, er vist at være væsentligt forskellige Astronomer har længe erkendt det kritiske behov for ultraviolet billeddannelse, fotometri og spektroskopi af stjerner, planeter og galakser, men dette behov kunne ikke imødekommes uden adgang til rummet og udviklingen af effektiv instrumentering. Da UV-målinger blev mulige, først med raketter og derefter med satellitter, kom store opdagelser hurtigt. Det er rigtigt i UV-spektralregionen som i alle andre, at signifikante stigninger i følsomhed, spektralopløsning og tidsdomænedækning har ført til betydelig ny forståelse af astrofysiske fænomener. Jeg vil beskrive et udvalg af disse opdagelser i hver af de tre epoker: (1) raketinstrumentationens tidlige historie og Copernicus, den første UV-satellit, (2) opdagelsesfasen, der var banebrydende af IUE-, FUSE- og EUVE-satellitterne, og ( 3) UV-astronomiens fulde blomstring med den vellykkede drift af HST og dens mange instrumenter. Jeg vil også nævne et par områder, hvor fremtidig UV-instrumentering kan føre til nye opdagelser. Denne gennemgang koncentrerer sig om udviklingen inden for stjerne- og interstellær UV-spektroskopi. De største opdagelser inden for galaktisk, ekstragalaktisk og solsystemforskning ligger uden for denne gennemgang. Det vigtige emne for UV-teknologier og detektorer, som muliggør bemærkelsesværdige fremskridt inden for UV-astronomi, er heller ikke inkluderet i denne gennemgang. Dette er en forhåndsvisning af abonnementsindhold, adgang via din institution. Seyfert-galakser blev oprindeligt kendt for styrken og udvidelsen af deres emissionslinjer, og som en klasse blev senere karakteriseret ved de høje ioniseringstilstande hos mange af de atomare og ioniserede arter, der producerer disse linjer. Dette sammensatte spektrum af den arketypiske Seyfert NGC 4151 viser den brede vifte af tilstedeværende emissionslinjer, fra Lyman-grænsen ved 912 A til den midterste infrarøde ved ca. 9 mikron. Det bruger spektre taget med åbninger med flere buesekunder i størrelse for at reproducere det sædvanlige spektrum, der blander brede og smalle linjer. Fra 912-1800 A kommer dataene fra det shuttlebårne Hopkins ultraviolette teleskop fra 1800-3200 A fra gennemsnittet af tre målinger foretaget af International Ultraviolet Explorer (IUE) taget ved lignende lysstyrkeniveauer fra 3200-4000A, fra en observation ved Kitt Peak National Observatory, med kontinuumet skaleret til at matche de tilstødende spektre fra 4000-8000 A, en CCD-observation opnået ved Lick Observatory 3-m Shane-teleskop af Alexei Filippenko fra 8000 A til 1 mikron, en observation ved hjælp af det samme teleskop af Donald Osterbrock og samarbejdspartnere, omhyggeligt korrigeret for atmosfærisk absorption fra 0,9-2,4 mikron, målinger af Rodger Thompson ved Steward Observatory's 2,3-m Bok-teleskop og videre ind i infrarødt fra Infrarødrumsobservatoriet leveret af Eckhard Sturm. Fordi NGC 4151 er uregelmæssigt variabel, er nogle af spektralkomponenterne blevet skaleret for at få de forskellige stykker til at stemme overens med denne præsentation (så de relative styrker af linjer i meget forskellige spektrale regioner er muligvis ikke nøjagtige). Alligevel har jeg muligvis ikke fået IUE-data splejset helt lige mellem HUT og jordbaserede sektioner. Nogle af de mest fremtrædende emissionslinjer er markeret som reference. De tilladte linjer - dem, der kan produceres ved høje tætheder efter astronomiske standarder - viser både brad og smalle komponenter. Den stærkeste af disse er hydrogenrekombinationslinierne, såsom Lyman alpha ved 1216 A, H-beta ved 4861 og H-alpha ved 6563, plus de stærke ultraviolette linjer af C IV ved 1549 og Mg II ved 2800. Andre funktioner produceret kun med meget sjælden gas ved tætheder på 1000 atomer pr. kubikcentimeter eller deromkring - de forbudte linjer, betegnet med parenteser - opstår i regioner med mindre hastighedsstruktur og er smallere. Nogle stærke eksempler er [O III] ved 4959 og 5007 A, [O II] ved 3727, [Ne V] ved 3426 og [S III] ved 9060 og 9532. NGC 4151 er lidt usædvanlig ved at vise stærk absorption i flere linjer, især Lyman alpha og C IV. Absorptionen er blueshiftet med hensyn til liniecentrene, så den opstår i en slags vind eller anden gasformig udstrømning. Spektrene af aktive galaktiske kerner er bemærkelsesværdige ved at vise arter med et stort område i ionisering på én gang, fra neutrale ioner såsom [O I] og [N I] til stærkt ioniserede tilfælde såsom [Ne V] og [O VI]. Selv varme stjerner som lysende gasformige tåger i vores galakse kan ikke ionisere gas så højt som disse ioner kræver, så både en stærk kilde til hård stråling og et bredt spektrum af gastæthed skal være til stede for at se sådanne spektre. De dybe UV-HUT-data blev leveret af Gerry Kriss, som beskrevet af Kriss et al. 1995, ApJL 454, L7. Mellem 1800 og 2500 A blev gennemsnittet af tre IUE-spektre ved lignende lysstyrkeniveauer brugt, mens et HST FOS-spektrum er vist mellem 2500 og 3300 A. Derfra til 4250 A brugte jeg et spektrum, jeg tog ved Kitt Peak National Observatory justeret til den gennemsnitlige lysstyrke af nabostykker, og fra 4250-8000 A viser plottet en observation af Alex Filippenko taget ved 3 m Shane-teleskopet fra Lick Observatory. Fra 8000-9900 A vises data fra det samme teleskop af Osterbrock, Shaw og Veilleux (1990 ApJ 352, 561), justeret til at matche variabilitetstrinnet for de tilstødende optiske data, hvor deres reduktion inkluderede nøje regnskab for den komplekse absorption, egen atmosfære producerer i dette interval. Det gjorde det infrarøde echelle-spektrum fra Thompson (1995 ApJ 445, 700) ved hjælp af 2,3-m Bok-teleskopet ved Steward Observatory, vist fra 1,0-2,4 mikron, hvilket jeg har gjort en alvorlig uretfærdighed ved at beregne og nedbryde i opløsning for at gøre dette plot lettere læselig. Endelig er de resterende infrarøde data fra en ISO-observation leveret af Eckhard Sturm. ISO scannede bølgelængderne af stærke emissionslinjer i detaljer, men sprang over de fleste af de mellemliggende bølgelængder og tegner sig for det dybe infrarøde spektrums blokerende udseende. Et par spørgsmål om den solrige Lyman Alpha-profil som præsenteret her. 1) Dette er fra en undersøgelse fra 1978 - er der nyere profiler (højere opløsning)? Eventuelle svar vil blive meget værdsat. (1) Bør være mange målinger af linjen. Disse målinger vil være en del af et større billede, men ligesom den artikel, du linker til - de bruger linjen til at udlede anden information. c.f. http://iopscience.iop.org/0004-637X/488/2/760/fulltext/fg3.gif som kommer fra: http://iopscience.iop.org/0004-637X/488/2/760/fulltext /36121.text.html#fg11 (2) Jeg har ikke set denne skala brugt. Det kan være noget unikt for astronomi eller idiosynkratisk for et bestemt instrument. (3) Profilen er emissionslinjen fra en kilde til Lyman alfa-stråling. Dypningen er absorptionen af den midterste del af linjen. Historien, vi hører i dag, kræver, at vi går tilbage til universets begyndelse og kort udforsker dens rige, men alligevel mystiske historie. Big Bang markerer skabelsen af universet for 13,8 milliarder år siden. Sekunder efter Big Bang opstod grundlæggende partikler. De smadrede sammen for at danne protoner og neutroner, som kolliderede for at danne kerne af hydrogen, helium og lithium. Elektroner hvirvlede på dette tidspunkt forbi med så høje hastigheder for at blive fanget af deres omgivende atomkerner. Universet blev ioniseret, og der var ingen stabile atomer. Universet, der bliver voksen: rekombination og genionisering Efter cirka 300.000 år senere var universet afkølet en smule. Elektronerne bevægede sig ikke så hurtigt som før og kunne fanges af atomkerner for at danne neutrale atomer. Dette indledte en periode med rekombination og drev universet mod en neutral tilstand. Strukturdannelse skete dernæst, hvor nogle af de første strukturer, der dannes, menes at have været kvasarer (aktivt akkretering af supermassive sorte huller), massive galakser og den første generation af stjerner (befolkning III-stjerner). Den intense stråling fra begyndende kvasarer og stjerner begyndte at ionisere det neutrale brint i deres omgivelser og vinkede den anden milepæl i universet kendt som epoken for genionisering (EoR). Nylige kosmologiske undersøgelser antydede, at genioniseringsepoken begyndte senest rødskift (z) 350 Myr efter Big Bang. For at undersøge, når reionisering sluttede eller blev afsluttet, kan vi se på spektrene af kvasarer med høj rødt skifte og sammenligne dem med kvasarer med lav rødskift. Figur 1 viser denne sammenligning. Spektrumet for en kvasar ved z 6 viser næsten nul flux i regionen med bølgelængder, der er kortere end kvasarens rødskiftede Lyman-alpha-linje. Denne funktion er kendt som Gunn-Peterson-truget og er forårsaget af optagelsen af kvasarlyset, når det bevæger sig gennem det neutrale rum og absorberes af neutralt brint. Kvasarer med lav rødskift viser ikke denne funktion, da brintet langs stien til kvasarlyset allerede er ioniseret. Kvasarlys absorberes ikke og kan bevæge sig uhindret efter vores synspunkt. Forskellen i spektrene af kvasarer med lav og høj rød forskydning antyder, at universet nærmede sig slutningen af reionisering omkring z 1 Gyr efter Big Bang. (Denne astrobit giver en god gennemgang af reionisering og dens relation til kvasarspektrum.) Fig 1 & # 8211 Toppanelet er et syntetisk kvasarspektrum ved z = 0 sammenlignet med det nederste panel, der viser spektret for den nuværende kendte højeste rødforskydningskvasar ULAS J112001.48 + 064124.3 (herefter ULAS J1120 + 0641) ved z 7.1. Mens Lyman-alfa-linjen i det øverste spektrum er placeret ved sin rammebølgelængde på 1216 nm, er den meget rød forskudt i spektret af ULAS J1120 + 0641 (bemærk skalaen af bølgelængderne). Sammenlignet med lav-rødskift-spektret er der et hurtigt fald i flux før Lyman-alpha-linjen til ULAS J1120 + 0641, hvilket betyder Gunn-Peterson-truget. [Topfigur fra P J. Francis et al. 1991 og bundfigur fra Mortlock et al. 2011] Problemer med genionisering og en mini-løsning Emnet for dagens papir vedrører mulige ioniserende kilder under genioniseringsperioden, hvilket også tilfældigvis er et af de aktivt undersøgte spørgsmål i astronomi. Kvasarer og stjerner i galakser er de mest sandsynlige ioniserende kilder, da de udsender universets mest intense stråling (se denne astrobit for, hvordan galakser kan ionisere det tidlige univers). Denne intense stråling falder i UV- og røntgenregimerne og kan ionisere neutralt brint (og potentielt også neutralt helium, som kræver dobbelt så meget ioniserende energi). Men der er problemer med dette billede. Først og fremmest findes ioniserende stråling fra galakser med høj redshift at være utilstrækkelige til at opretholde universets enorme brintbad af brint i ioniseret tilstand. For at kompensere for dette skal den brøkdel af ioniserende fotoner, der undslipper galakserne (og bidrager til genionisering) & # 8212 kendt som flugtfraktionen & # 8212 være højere end det, vi ser observationsmæssigt. For det andet mener vi, at kvasars bidrag til den ioniserende stråling bliver mindre vigtigt ved højere og højere rødskift og er ubetydeligt ved z & gt 6. Så, vi har et gåde her. Hvis vi ikke kan løse problemet med genionisering med kvasarer og galakser, har vi brug for andre ioniserende kilder. Papiret i dag undersøger en bestemt ioniserende kilde: mini-kvasarer. Hvad er mini-kvasarer? Før det, hvad mener jeg, når jeg siger kvasarer? Kvasarer i ordets normale forstand henviser normalt til de centrale tilstødende motorer i supermassive sorte huller ( 10 9 Msun) hvor kraftig stråling undslipper i form af en stråle. En mini-kvasar er dværgversionen af en kvasar. Mere kvantitativt er det den centrale motor i et mellemstort sort hul (IMBH), der har en masse på 10 2 & # 8211 10 5 Msun. Tidligere undersøgelser antydede rollen som mini-kvasarer i retning af reionisering af brint, forfatterne i dette papir gik en ekstra mil og studerede den kombinerede virkning af mini-kvasarer og stjerner ikke kun på reionisering af brint, men også på reionisering af helium. . Når man ser på reioniseringen af helium, kan vi undersøge egenskaberne ved mini-kvasarer. Ligesom at løse et sæt samtidige ligninger kræver det at få det rigtige svar på problemet med brintreionisering, at vi samtidig begrænser reioniseringen af helium. Forfatterne beregnede antallet af ioniserende fotoner fra mini-kvasarer og stjerner analytisk. De betragtede kun det mest optimistiske tilfælde for mini-kvasarer, hvor alle ioniserende fotoner bidrager til reionisering, dvs. flugtfraktionen fesc, BH = 1. Da flugtfraktionen af ioniserende fotoner fra stjerner stadig er dårligt begrænset, er tre flugtfraktioner fesc betragtes. Figur 2 viser de relative bidrag fra mini-kvasarer og stjerner til udkurvning af hydrogenioniserende fotoner som en funktion af rødforskydning for forskellige flugtfraktioner fra stjerner. Så længe fesc er lille nok, kan mini-kvasarer producere mere hydrogenioniserende fotoner end stjerner. Fig 2 & # 8211 Forholdet mellem antallet af ioniserende fotoner produceret af mini-kvasarer i forhold til stjerner (y-akse) som en funktion af rødforskydning (x-akse). Tre flugtfraktioner af ioniserende fotoner fesc fra stjerner betragtes. [Figur 2 på papiret] 20%) mod brintreionisering ved z 6, mens bidrag fra kvasarer begynder at blive vigtigere ved lave rødskift. Det kombinerede bidrag fra mini-kvasarer og kvasarer er observationsmæssigt i overensstemmelse med, hvornår heliumreionisering sluttede. Figur 4 viser det kombinerede bidrag fra mini-kvasarer og stjerner til brint- og heliumreionisering. Flugtfraktionen af ioniserende fotoner fra stjerner påvirker væsentligt hydrogen- og heliumreioniseringer, dvs. de påvirker, om hydrogen- og heliumreioniseringer slutter tidligere eller senere end den nuværende teori. Fig 3 & # 8211 Rumvolumen fyldt med ioniseret brint og helium, Qjeg(z), som en funktion af rødskift z. De forskellige farvede linjer betegner bidrag fra mini-kvasarer (IMBH) og kvasarer (SMBH) til brint- og heliumreioniseringer. [Figur 3 på papiret] Fig 4 & # 8211 Rumvolumen fyldt med ioniseret brint og helium, Qjeg(z), som en funktion af rødskift z. De to paneler henviser til de forskellige antagelser om mini-kvasarspektret, hvor plottet i bunden er det gunstigste af de to. De forskellige linjer henviser til de forskellige flugtfraktioner af ioniserende fotoner fra stjerner, der bidrager til brint- og heliumreioniseringer. [Figur 4 på papiret]
Betydeligt blueshiftet Lyman - $ alpha $ - Astronomi
UV-astronomi gennem tiderne: et historisk perspektiv
Komposit emissionslinjespektrum af NGC 4151
Svar og svar
2) Skalaen i bunden er forvirrende - hvordan forholder den sig til en bølgelængdeskala?
3) Hvor i profilen måles den faktiske Lyman alfa-linje, eller opnås den statistisk?
4) Hvorfor tvillede toppe og replikeres disse i Lyman beta, delta osv.?
5) Er der nogen betydning for måling af top til top (ca. 33 picometre, som jeg ser det)? Afstanden mellem Lyman Alpha (H) og Lyman Alpha (Deuterium) er af samme størrelsesorden, så jeg spekulerede på, om der var nogen forbindelse.
Kosmisk reionisering af brint og helium