Ciąg dalszy o galaktykach, a drugiej części o pyle
Katarzyna Małek
Narodowe Centrum Badań Jądrowych
12.03.2025
CZEŚĆ 1:
-
Wstęp - galaktyki, obserwacje
-
pył i podczerwień
-
wpływ obecności pyłu na oszacownie masy gwiazdowej czy tempa tworzenia się gwiazd
CZĘŚĆ 2 (po przerwie)
-
Galaxy spectral energy distribution
Bardzo ogólny wstęp
Co wiemy o galaktykach?
-
Galaktyki to bardzo złożone obiekty składające się z setek miliardów gwiazd, gazu i pyłu (i ciemnej materii),
-
stanowią podstawowy budulec w Wielkoskalowej Strukturze Wszechświata.
Credit: ESO; VIMOS facility, the "first light" on February 26, 2002. The famous "Antennae Galaxies" (NGC 4038/9), the result of a recent collision between two galaxies.
Co wiemy o galaktykach?
-
Galaktyki to bardzo złożone obiekty składające się z setek miliardów gwiazd, gazu i pyłu (i ciemnej materii),
-
stanowią podstawowy budulec w Wielkoskalowej Strukturze Wszechświata.
Credit: ESO; VIPERS
Credits:
F. Summers, Z. Levay, L. Frattare, B. Mobasher, A. Koekemoer and the HUDF Team (STScI)
Copyright: NASA, ESA, the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration and A. Evans (University of Virginia, Charlottesville/NRAO/Stony Brook University), K. Noll (STScI), and J. Westphal (Caltech)
Bez względu na to, czy obserwujemy Drogę Mleczną, jej pobliskie sąsiadki, czy bardzo odległe galaktyki, wiemy, że są to podobne obiekty znajdujące się na różnych etapach ewolucji.
Astrofizycy klasyfikują galaktyki w grupy obiektów o zbliżonych własnościach fizycznych, a następnie wykorzystują je do badania
ewolucji galaktyk.
Credit: NASA, ESA, R. Ellis (Caltech), and the HUDF 2012 The Hubble Ultra Deep Field 2012
Zmiana właściwości galaktyk w funkcji czasu
Podstawowe wielkości fizyczne używane do grupowania galaktyk:
- morfologia (głównie dla bliskich obiektów)
- masa gwiazdowa M✸,
- tempo powstawania nowych gwiazd (star formation rate, SFR),
- przesunięcie ku czerwieni (redshift, z).
Morfologia
Morflogia jest możliwa do opisania głównie dla bliskich galaktyk
Źródło: Galaxy zoo
Elementy wpływające na klasyfikacje morfologiczną
- Pierścienie
- Wewnętrzne
- Jądrowe
- Zewnętrzne
- Pseudopierścienie (częściowo otwarte)
- Soczewki (w S0 – nie grawitacyjne!)
- Smugi pyłu (dust lanes)
- Ramiona spiralne
- 1,2, 3, 4 ramiona
- Różny stopień “zwinięcia”
Galaktyki "normalne":
eliptyczne
- Brak struktur wewnętrznych
- Eliptyczny wygląd, wg Hubble'a Ex, gdzie x = 10*(a-b)/a, a i b – wielka i mała półoś elipsy
- E0 – niemal okrągłe
- E7 – już soczewkowate (raczej S0), zazwyczaj z zaznaczonym zgrubieniem centralnym i dyskiem
- Jasność absolutna: od najjaśniejszych znanych galaktyk (B~-24) do karłowatych galaktyk eliptycznych w Grupie Lokalnej
NGC 4881, gromada Coma, Credit: W. A. Baum (U. Washington), WFPC2, HST, NASA
Galaktyki "normalne":
eliptyczne
NGC 4621 - an E5 galaxy
Courtesy the Digitized Sky Survey
M89 - an E0 galaxy
Courtesy the Digitized Sky Survey
M32 - An E2 galaxy
Courtesy AURA/NOAO/NSF
Galaktyki "normalne":
spiralne
SA: Zgrubienie centralne (bulge) + dysk z ramionami spiralnymi
Three contrasting spiral galaxies:
a face-on spiral galaxy with tightly wound arms (left), a face-on spiral galaxy with very loose arms (center) and an edge-on spiral galaxy (right) (SDSS)
Galaktyki "normalne":
spiralne z poprzeczką
SB: Z poprzeczką – bardzo wydłużone zgrubienie centralne, na którego końcach zaczynają się ramiona
NGC 3559, a barred spiral
Image courtesy Steve Kent
Galaktyki "normalne":
soczewkowate S0 (L)
b/a < 0,3
Bez stuktur wewnętrznych, ale zgrubienie centralne (także w kształcie poprzeczki) i dysk
Bez zaciemniającej materii - “wczesne”, S0-
NGC 936, an SB0 galaxy from the SDSS
Galaktyki "normalne":
soczewkowate S0 (L)
Z zaciemniającą materią, często w formie pierścieni “śladowa struktura spiralna”: S00, S+
NGC 2787: A Barred Lenticular Galaxy
Credit: Marcella Carollo (ETHZ), Hubble Heritage, NASA
Galaktyki nieregularne
“Bez symetrii ani dominującego jądra”
Podobne do Obłoków Magellana (ze strukturami gwiazdowymi) – Irr I
W LMC i in. odkryto słabą strukturę spiralną
-> Scd, Sd, Sdm, Sm, Im
Neighboring Galaxy: The Large Magellanic Cloud
Credit & Copyright: AURA/ NOAO/ NSF
Galaktyki nieregularne
Bez śladu uporządkowania – Irr II (I0): bogate w materię międzygwiazdową, zawierają młode gwiazdy, często “starburst” (przechodzące epizod aktywności gwiazdotwórczej)
NGC 1705, Hubble Telescope
Klasyfikacja de Vaucouleursa (1959)
unowocześnienie systemu Hubble'a, włączenie galaktyk nieregularnych, płynne przejścia między typami
Typy “pośrednie”:
Między galaktykami spiralnymi z poprzeczką i bez poprzeczki:
SA- SAB – SB
Spiralne płynnie przechodzące w nieregularne: Sc- Scd-Sd-Sdm-Im
Precyzyjniejsza definicja typów galaktyk spiralnych, oparta na “spiralności” bądź “pierścieniowości” struktury, z typami pośrednimi:
(r) (s) (rs)
Klasyfikacja de Vaucouleursa
przestrzeń klasyfikacji
Klasyfikacja de Vaucouleursa
przestrzeń klasyfikacji (przekrój)
Proporcje różnych typów morfologicznych
Dla jasnych lokalnych galaktyk:
S ~60%
E ~13 %
L (S0) ~22 %
Irr ~ 4%
Pec ~1%
W przypadku słabszych galaktyk rośnie proporcja galaktyk nieregularnych – jeśli wliczymy najmniej jasne, ich liczba może sięgać ponad 50% wszystkich galaktyk.
Text
De Vaucouleurs 1963, ApJ Suppl. 8, 31
Van den Bergh (1976)
Dodał trzecie “ramię” galaktyk spiralnych o “gładkich” ramionach – tzw. anemiczne galaktyki spiralne, ze słabą aktywnością, które prawdopodobnie niedługo staną się soczewkowate; rzadko spotykane – najczęściej w bogatych gromadach
Credit Adam Block/NOAO/AURA/NSF
Van den Bergh
Dodał klasy jasności (od I do V) dla galaktyk spiralnych, zależne od stopnia rozwoju struktury spiralnej
(Sc I – dobrze rozwinięte długie ramiona, Sc V – słabo zaznaczone ramiona)
Z grubsza klasy skorelowane są z jasnością absolutną, chociaż nie tak dobrze jak sądzono.
Galaxies are like people. The better you get to know them the more peculiar they often seem to become.
GALAXY MORPHOLOGY AND CLASSIFICATION
Sidney van den Bergh
+Galaktyki “szczególne” (peculiar)
Arp, Atlas of peculiar galaxies, 1966, 1987
Pierścień zamiast dysku lub halo (Carthweel ring) – galaktyki pierścieniowe (ring galaxies)
+Galaktyki “szczególne” (peculiar)
Pary oddziałujących galaktyk (galaktyki Anteny)
+Galaktyki “szczególne” (peculiar)
Galaktyki zaburzone po bliskim przejściu koło innej galaktyki
M82: Galaxy with a Supergalactic Wind (Galaktyka nieregularna przeżywająca okres aktywności gwiazdotwórczej po bliskim przejściu koło M81)Credit: NASA, ESA, The Hubble Heritage Team, (STScI / AURA) Acknowledgement: M. Mountain (STScI), P. Puxley (NSF), J. Gallagher (U. Wisconsin)
Inne “specjalne” galaktyki
Kwazary, AGNy
- Galaktyki Seyferta
- Radiogalaktyki
- LINERs (ze slaba aktywnoscia jadra)
Galaktyki przechodzące wybuch aktywności gwiazdotwórczej (starburst galaxies)
...i wkrotce po takim epizodzie (post-starburst galaxies)
Galaktyki N (zdominowane przez jądro)
Galaktyki cD (supermasywne, eliptyczne, otoczone wielkimi otoczkami, przeważnie w centrach gromad)
Galaktyki wykrywane w innych niz optyczna zakresach:
- LIRGs, ULIRGs, DOGs...
Inne “specjalne” galaktyki: karłowate
Galaktyki karlowate: wiekszosc istniejacych galaktyk
- Bez aktywnosci gwiazdotworczej
- Eliptyczne (dE)
- Sferoidalne (dSph)
- Z aktywnoscią gwiazdotworczą
- Nieregularne (dIrr)
- Blue compact dwarfs (BCD)
Inne “specjalne” galaktyki: karłowate
Spitzer Space Telescope (IR): karlowate galaktyki (czerwone) w ogonach pływowych dwóch dużych zderzających się galaktyk.
Inne “specjalne” galaktyki:
Galaktyki o niskiej jasnosci powierzchniowej (low surface brightness galaxies)
Malin 1: lata 80'
5x wieksza niz Droga Mleczna (najwieksza znana spiralna galaktyka)
Ma jasność ok 1% jasności normalnej galaktyki
Inne “specjalne” galaktyki:
Galaktyki o niskiej jasnosci powierzchniowej
Rozne typy i wielkosci
Bardzo trudne do zaobserwowania
Przypuszczalnie na wczesnym etapie formowania sie
Spekuluje sie, ze stanowia nawet 50% wszystkich galaktyk
-> wszelkie dotychczasowe regularnosci dotycza tylko jasnych galaktyk
Leo 1 (karłowata LSBG)
Morfologia odleglych galaktyk
- Podstawowe typy morfologiczne uformowały się prawdopodobnie b. wcześnie – np. Hubble Deep Field pokazuje galaktyki b. podobne do dzisiejszych o z > 2
- Szczegóły i proporcje są nadal niejasne
- Przeważnie nie mamy do dyspozycji tak dobrego obrazowania: posługujemy się albo kolorami, albo bardziej liczbowymi opisami morfologii (np. parametry Sersica)
- Podstawowy podział: galaktyki eliptyczne i dyskowe
Leo 1 (karłowata LSBG)
Galaktyki 2 mld lat po powstaniu Wszechświata
Leo 1 (karłowata LSBG)
Hubble Ultra Deep Field
2.2 < z < 3 galaktyki – od najbardziej do najmniej symetrycznych. Typowo: mniejsze, bardziej niebieskie bardziej asymetryczne niż dziś – najprawdopodobniej dzięki znacznie częstszym zderzeniom.
(Conselice et al. 2008)
Ewolucja diagramu Hubble'a (dla masywnych galaktyk):
(Mortlock et al. 2013)
Morflogia jest możliwa do opisania głównie dla bliskich galaktyk
Źródło: Galaxy zoo
M✸ i SFR można zgrubnie policzyć, zliczając pojedyncze gwiazdy.
This portrait view panorama shows our colourful Milky Way stretch above the Atacama Desert. Taken during the ESO Ultra HD Expedition.
Źródło: SO/B. Tafreshi (twanight.org)
W dużym uproszczeniu:
-
młode, masywne gwiazdy świecą w ultrafiolecie,
-
starsze w zakresie widma widzialnego i bliskiej podczerwieni .
Cała procedura wydaje się dość łatwa
The entire arc of the Milky Way can be seen in the southern sky in this view from the European Southern Observatory's Very Large Telescope at the Paranal Observatory in Chile's Atacama Desert. (Image: © Miguel Claro).
w zasadzie niemożliwe do wykonania nawet w przypadku naszej Galaktyki (a co dopiero jej sąsiadek! tu M31)
M✸ i SFR można zgrubnie policzyć, zliczając pojedyncze gwiazdy.
CANDELS surve
relacja pomiędzy M✸ i SFR
Nachylenie tej zależności jest ważne i zdefiniowane jako specyficzne tempo formowania się gwiazd
sSFR= SFR/M*
Masa gwiazdowa reprezentuje przeszłe formowanie się gwiazd, i możemy ja zapisać jako M* = <SFR> * T*(1-R) uwzględniając współczynnik recyklingu R, T jest wiekiem populacji gwiazdowej. sSFR porównuje obecne formowanie się gwiazd do uśrednionego przeszłego tempa tworzenia się nowych gwiazd w galaktyce.
CANDELS surve
relacja pomiędzy M✸ i SFR
Nachylenie tej zależności jest ważne i zdefiniowane jako specyficzne tempo formowania się gwiazd
sSFR= SFR/M*
Jeśli założymy stały SFR(t), sSFR skaluje się jako odwrotność wieku galaktyki.
CANDELS surve
relacja pomiędzy M✸ i SFR
W pobliskim wszechświecie sSFR maleje wraz ze wzrostem M*:
- masywne galaktyki utworzyły swoje gwiazdy w przeszłości,
- mniej masywne są nadal dość aktywne w tworzeniu gwiazd, lub równoważnie,
- średni wiek populacji gwiazdowych masywnych galaktyk jest wyższy niż galaktyk o niskiej masie
relacja pomiędzy M✸ i SFR
Zachowanie to jest również obserwowane przy wyższych przesunięciach ku czerwieni, popychając formowanie się populacji gwiazd masywnych galaktyk przy bardzo wysokich przesunięciach ku czerwieni. Jest to znane jako downsizing formation of galaxies.
relacja pomiędzy M✸ i SFR
Liniowa relacja miedzy SFR a masa gwiazdowa dla typowych galaktyk aktywnych gwiazdotworczo
Wypłaszczenie dla dużych mas?
Starbursts – nad; galaktyki przejściowe i pasywne – pod
Brinchmann et al. 2004; Noeske et al. 2007
Text
Rodrighiero et al. 2011
Własności galaktyk “globalnie”: “czerwony ciag” vs ”niebieska chmura”
Czyli “red sequence” (“old, red and dead” - galaktyki nie tworzące gwiazd, sferoidalne, masywne) i “blue cloud” (tworzące gwiazdy, mniej masywne, dyskowe)
Obie tworzą rozkłady dobrze opisywalne rozkładem Gaussa (bimodality)
Własności galaktyk “globalnie”: “czerwony ciag” vs ”niebieska chmura”
Franzetti et al. 2007
Własności galaktyk “globalnie”: “czerwony ciag” vs ”niebieska chmura”
Arnouts et al., 2013
By using the Spitzer 24 m sample in the COSMOS field ( 16400 galaxies with 02 z 13)andalocal GALEX-SDSS-SWIRE sample ( 700 galaxies with z 02),
JEDNAK:
obserwacje galaktyk obarczone są błędami,
przeszkadza nam PYŁ, z którego rodzą się nowe gwiazdy.
Pył
Credits: NASA
Czym jest pył?
jest to kluczowy składnik ośrodka międzygwiazdowego (ISM)
- Czasteczki pyłu powstają jako produkt ewolucji gwiazdowej,
- Tworzą się one w otoczeniu wyewoluowanych gwiazd, a następnie są wyrzucane do ISM,
- Ich rozmiary wahają się od kilku nm do kilku μm (mniejsze niż pył na Ziemi),
- Głównym budulcem jest węgiel, w tym grafit i PAH + krzemian
- Jego obecność w galaktykach jest "zauważalna" jako:
- emisja w części widma w zakresie IR,
- modyfikacja kontinuum gwiezdnego (UV - NIR) - CZYLI PRZESZKADZA W ZLICZANIU GWIAZD
Pył pochłania część światła w zakresie
UV (0,1- 0,4μm ) pochodzącego z młodych, masywnych gwiazd.
Energia zaabsorbowana przez pył zostaje wyemitowana w zakresach
IR długości fal (IR, 8-1000μm ).
Pojawienie się astronomii IR, milimetrowej i submilimetrowej spowodowało zmianę koncepcji "uciążliwości" pyłu.
Bez pyłu nie tworzą się nowe gwiazdy!
Pył w procesie powstawania gwiazd
- atomy wodoru spotykają się i tworzą molekuły.
- gaz podnosi temperaturę i H zaczyna poruszać się zbyt szybko, aby utworzyć wiązania.
- atomy H zahaczają o ziarna pyłu -> na jego powierzchni tworzą wiązania i powstają fundamenty gwiazdy.
+ pobliskie gwiazdy wysyłają gorące i jasne promieniowanie UV, chmura pyłu może działać jako osłona, chroniąca przyszłe gwiazdy przed zerwaniem ich wiązań chemicznych.
Dodatkowo....
Musimy więc polegać na analizie pełnego promieniowania emitowanego przez galaktykę.
Podczerwień
Co to jest i do czego służy?
Każdy obiekt o temperaturze wyższej od zera bezwzględnego emituje w zakresie promieniowania IR
Praktycznie każde ciało, nawet takie, które wydaje nam sie bardzo zimne emituje promieniowanie termiczne. Obiekt nie dość gorący, żeby świecić w świetle widzialnym będzie wyświecał większość swojej energii w podczerwieni.
Astronomia w podczerwieni:
-
detekcja i analiza promieniowania IR emitowanego przez obiekty znajdujące się we Wszechświecie,
-
obejmuje naukę ”prawie wszystkiego“ we Wszechświecie,
-
pozwala na obserwacje bardzo dalekiego Wszechświata - promieniowania wyemitowanego w zakresie optycznym i UV przesunięte ku podczerwieni tak, że obserwujemy IR (o tym na koniec).
Podział podczerwieni
NIR 1 – 5 μm jasne, niebieskie gwiazdy bledną, pojawiają się niewidoczne, chłodne czerwone gwiazdy,
MIR 5 – 30 μm chłodne gwiazdy znikają, pojawiają się chłodne obiekty takie jak planety, komety i asteroidy,
FIR 30 – 200 μm znikają gwiazdy, natomiastwyłania się bardzo zimna materia (140K i mniej).
Centrum Drogi Mlecznej -- Hubble Space Telescope's Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS) Credits: Hubble: NASA, ESA, and Q.D. Wang (University of Massachusetts, Amherst); Spitzer: NASA, Jet Propulsion Laboratory, and S. Stolovy (Spitzer Science Center/Caltech)
Credit: NASA Goddard Space Flight Center (https://asd.gsfc.nasa.gov/archive/mwmw/mmw_edu.html)
Problemy obserwacyjne:
-
fale IR, poza kilkoma wąskimi “oknami” głownie poniżej 4
mikronów (bliska podczerwień), są praktycznie całkowicie
absorbowane przez ziemską atmosferę, -
atmosfera także sama silnie świeci w podczerwieni, często
silniej niż źródła astronomiczne, które chcemy
obserwować, -
detektor musi być schłodzony do okolic absolutnego zera
(−459oF , −273oC ), aby nie obserwował promieniowania
podczerwonego pochodzącego od samego siebie.
Ale warto ...
Mamy obserwacje i co dalej?
Panchromatic Spectral Energy Distributions of Galaxies
czyli jak modelujemy widma energetyczne galaktyk
Dla różnych typów galaktyk zwykle staramy się określić:
- rozkład światła (fotometria)
- rozkład masy (kinematyka)
- rozkłady względne i wzajemne oddziaływanie różnych składników, np. gwiazd, gazu, ciemnej materii (pomiary wielu długości fal → różne składniki emitują najwięcej energii w różnych λ)
- gwiazdy → zakres optycznyy/bliska-IR,
- zimny gaz → radio,
- pył → daleka-IR, gorący gaz → x-rays, etc.
- budowa chemiczna, tempo formowania gwiazd (spektroskopia).
Do analizy tych wielkości możemy wykorzystać modele dynamiczne, modele syntezy populacji gwiezdnych lub modele ewolucji galaktyk.
https://github.com/bd-j/prospector
https://github.com/bd-j/prospector
https://github.com/bd-j/prospector
https://github.com/bd-j/prospector
sSFR=SFR/Mstar
Wygląda na to, że zakres optyczny nie jest wystarczający aby poprawnie oszacować tempo tworzenia się gwiazd (SFR) ...
DLACZEGO?
Gwiazdy we Wszechświecie przeważnie nie żyją samotnie. Rodzą się i spędzają swoje życie wraz z innymi gwiazdami w masywnych skupiskach
i dlatego też....
... masywne gwiazdy mogą emitować tak dużo światła, że obszary tworzące gwiazdy wydają się bardziej znaczące niż są w rzeczywistości.
Możemy sprawdzić jak sprawy się mają dodając zakres UV:
https://github.com/bd-j/prospector
WNIOSEK: potrzebujemy dodatkowego składnika.
Pozostaje nam PYŁ (wiemy, że galaktyki składają się głównie z gwiazd, gazu i właśnie pyłu).
tłumienie promieniowania spowodowane przez pył
Dlaczego musimy przejmować się pyłem?
Najwcześniejsze etapy powstawania gwiazd można zaobserwować w UV. Jednak cząsteczki pyłu mają tendencję do pochłaniania promieniowania UV emitowanego przez młode, masywne gwiazdy. Ogrzane w ten sposób obszary chmur otaczajacych nowoutworzone gwiazdy emitują promieniowanie w IR (λ ∼ 1-1000 μm).
W związku z tym, emisja pyłu jest silnym wskaźnikiem SFR, a modelowanie SED musi uwzględniać atenuację pyłu.
https://github.com/bd-j/prospector
https://github.com/bd-j/prospector
Multiwavelength imagery of DustPedia galaxy NGC 368 and Six of the enigmatic blue and dusty gas rich galaxies revealed in Clark et al., 2015
A co z tymi dalszymi galaktykami?
Po pierwsze obserwujemy światło przesunięte ku czerwieni (redshift)
Po pierwsze obserwujemy światło przesunięte ku czerwieni (redshift)
http://www.stsci.edu/~dcoe/BPZ/sedanim.gif
https://ogrisel.github.io/scikit-learn.org/
Po drugie - pomiary nie obejmują pełnego widma i są obarczone większymi błędami
czasami jest trochę
trudniej ..
Title Text
Gwiazdy i pył w galaktykach wspólnie ewoluują i ich własności wzajemnie od siebie zależą. Ponieważ promieniowanie, jakie obserwujemy, zależy i od własności pyłu, i od własności gwiazd, jednoczesne modelowanie ich własności nie jest sprawą łatwą.
Tę złożoną zależność odzwierciedla prawo atenuacji, czyli wygaszania intensywności promieniowania galaktyki w danym paśmie. Nieznajomość dokładnego kształtu krzywej tłumienia ogranicza interpretację podstawowych własności galaktyk, takich jak wiek, masa i tempo powstawania gwiazd.
Ekstyncja vs attenuacja
ekstynkcja (ast. galaktyczna) -- pochłanianie i rozpraszanie energii pochodzącej z punktowego obiektu i przechodzącej przez "ścianę" pyłu w kierunku obserwatora.
atenuacja (astr. pozagalaktyczna) -- wiele punktowych źródłeł światła zanurzonymi w otaczającym je pyle. Mogą się one znajdować przed, za lub pomiędzy drobinami pyłu a obserwatorem.
Salim & Nayaranan 2020
Attenuation
Attenuation curves result from a combination of dust grain properties, dust content, and the spatial arrangement of dust and different populations of stars.
Iyer et al., 2025
atenuacja pyłu
Tę skomplikowaną relację astronomowie zwykli opisywać... pojedynczą funkcją potęgową.
Najbardziej zaawansowane (i najbardziej fizyczne) prawa atenuacji pyłu w galaktykach składają się aż z... dwóch funkcji potęgowych - jednej dla obszarów chmur narodzin (BC), gdzie pył i gwiazdy są znacznie bardziej skupione, a drugiej dla obszarów międzygalaktycznych (ISM).
mamy kilka obowiązujących modeli atenuacji pyłu
Widmo energetyczne galaktyk
Rozkład energetyczny galaktyki w funkcji długości fali nazywany jest widmem energetycznym galaktyki (SED).
Jakie informacje ukryte są w różnych zakresach długości fali?
Credits: L. Ciesla & M. Hammed
The basics of the spectral energy distribution (SED) fitting methods is to reconstruct the stellar (and dust) emission of a galaxy with population synthesis models and SFH of varying complexity with free parameters based on the multi-λ broadband including dust attenuation.
SED fitting a method commonly used to derive physical parameters useful to quantify galaxy evolution, the most popular ones being the SFR and the Mstar.
CIGALE
Code Investigating GALaxy Emission
http://cigale.lam.fr/
składniki modeli
Wiemy, że galaktyki ewoluują...
Skąd?
- gwiazdy ewoluują (rodzą się, dorastają, umierają eksplodując bądź nie),
- struktura Wszechświata ewoluuje