Czy pył w galaktykach może być problematyczny?

 

Katarzyna Małek

Narodowe Centrum Badań Jądrowych / Laboratoire d’Astrophysique de Marseille

29.04.2020 Warszawa/Toruń

  • Panchromatic SED of Galaxies -  Introduction,

  • metody modelowania widm energetycznych galaktyk,

  • jak obserwujemy podczerwień?

  • wpływ atenuacji pyłu na oszacownie masy gwiazdowej czy tempa tworzenia się gwiazd.

  • Galaktyki emitują promieniowanie elektromagnetyczne w całym możliwym zakresie długości fal (częstości),
  • rozkład energetyczny galaktyki w funkcji długości fali  nazywany jest widmem energetycznym galaktyki (SED).

http://ecuip.lib.uchicago.edu/multiwavelength-astronomy/astrophysics/05.html

Jakie informacje ukryte są w różnych zakresach długości fali?

Credits: L. Ciesla & M. Hammed

Jak obserwujemy podczerwień?

Astronomia w podczerwieni:

  • polega na detekcji i analizie promieniowania IR emitowanego przez obiekty znajdujące się we Wszechświecie,
  • wszystkie obiekty emitują promieniowanie podczerwone, dlatego też astronomia w podczerwieni obejmuje naukę ”prawie wszystkiego“ we Wszechświecie,
  • pozwala także na obserwacje bardzo dalekiego Wszechświata- promieniowania wyemitowanego w zakresie optycznym i UV przesunięte ku podczerwieni tak, że obserwujemy IR.

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).

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 ...

czasami jest trochę

 trudniej ..

Panchromatic Spectral Energy Distributions of Galaxies

 czyli jak modelujemy widma energetyczne 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).

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.

W IR nierównowaga widziana w świetle widzialnym jest mniejsza i dlatego dopiero obserwacje w IR  pozwalają uzyskać bardziej reprezentatywny obraz rozkładu gwiazd w galaktyce. 

https://github.com/bd-j/prospector

https://github.com/bd-j/prospector

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 jednocześnie 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 atenuacja

 

D.Calzetti

atenuacja pyłu

mamy kilka obowiązujących  modeli atenuacji pyłu

W mojej pracy interesuję się głównie tematem wpływu atenuacji na podstawowe parametry fizyczne galaktyk.

Subtitle

dlatego modeluję parametry fizyczne galaktyk obserwowanych w podczerwieni

Subtitle

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.

Text

Text

CIGALE
Code Investigating GALaxy Emission
http://cigale.lam.fr/

składniki modeli

DANE

171 milionów galaktyk!!

Co znalazłam?

Co znalazłam?

Sprawdziłam, że 

kształt prawa atenuacji jest główną przyczyną niekonstystencji w wyznaczaniu Mstar - bardziej płaska krzywa atenuacji powyżej 5um powoduje wyższe oszacowanie masy.

Dlaczego to jest takie ważne?

Davidzon+15

Wiemy, że galaktyki ewoluują...

Skąd?

 

  1. gwiazdy ewoluują (rodzą się, dorastają, umierają eksplodując bądź nie),
  2. struktura Wszechświata ewoluuje

 

Oznacza to, ze pył ewoluuje, a wraz z nim prawo atenuacji

Ale które prawo i jak ewoluuje?

ASTROdust

Głównym celem projektu ASTROdust jest statystyczne zbadanie tłumienia pyłu w galaktykach i jego zależności od typów galaktyk w różnych epokach kosmicznych. Do badań ssłuży nam bezprecedensowo wielka próbka miliona galaktyk zaobserwowanych w IR przez satelitę Herschel. Planujemy skonstruować prawidłowe krzywe tłumienia dla różnych typów galaktyk i zbadać, jak zmieniały się z czasem w ciągu ostatnich 10 mld lat.

Dzięki tym badaniom możemy ponownie oszacować podstawowe własności fizycznych galaktyk aktywnych gwiazdotwórczo i dostarczyć nowych narzędzi astronomom, którzy się tymi fascynującymi obiektami zajmują.

ASTROdust team

Misha HamMisha Misha Hamed

Gabriele Ricco

Kasia Małek

Misha Hamed

ASTROdust team

Misha Hamed

Gabriele Ricco

Kasia Małek

 postdock (the name will be announced soon)

two master students

Dziękuję za uwagę :-)

Made with Slides.com