Pył w galaktykach a obserwacje - korzyść czy utrudnienie?

Katarzyna Małek

Narodowe Centrum Badań Jądrowych / Laboratoire d’Astrophysique de Marseille

27.08.2020

obóz astronomiczny Klubu Astronomicznego Almukantarat

• Wstęp  - galaktyki, obserwacje

• pył i podczerwień

• wpływ obecności pyłu na oszacownie masy gwiazdowej czy tempa tworzenia się gwiazd,

• ASTRODust

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.

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

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.

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,
• 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.

Pył w procesie powstawania gwiazd

1. atomy wodoru spotykają się i tworzą molekuły.
2. gaz podnosi  temperaturę i H zaczyna poruszać się zbyt szybko, aby utworzyć wiązania.
3. 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.

Bez pyłu nie tworzą się nowe gwiazdy!

Dodatkowo....

Musimy więc polegać na analizie pełnego promieniowania emitowanego przez galaktykę.

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

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).

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)

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).

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).

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.

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).

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

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

DANE

171 milionów galaktyk!!

Co znalazłam?

Co znalazłam?

Sprawdziłam, że 

kształt prawa atenuacji jest główną przyczyną niekonstystencji w wyznaczaniu M✸  - 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 służy 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

Gabriele Ricco

Kasia Małek

Misha Hamed

ASTROdust team

Misha Hamed

Gabriele Ricco

Kasia Małek

 postdock Ambra Nanni

two master students

Dziękuję za uwagę :-)