Лайман-брейк галактика - Lyman-break galaxy

Лайман-брейк-галактики находятся звездообразование галактики на высоком красное смещение которые выбраны с учетом различного внешнего вида галактики в нескольких фильтры изображения из-за положения Лиман Лимана. Этот метод в основном использовался для отбора галактик с красным смещением z = 3–4, используя ультрафиолетовый и оптический фильтры, но прогресс в ультрафиолетовая астрономия И в инфракрасная астрономия позволил использовать эту технику при более низких[1] и более высокие красные смещения с использованием ультрафиолетовых и ближних инфракрасных фильтров.

Методика отбора галактик Лайман-брейк основана на том факте, что излучение более высоких энергий, чем Лиман Лимана в 912Å почти полностью поглощается нейтральным газом вокруг звездообразование области галактик. в рама отдыха излучающей галактики, излучаемый спектр яркий на длинах волн более 912 Å, но очень тусклый или незаметный на более коротких волнах - это известно как "выбывать ", или" разрыв ", и может использоваться для определения положения границы Лаймана. Свет с длиной волны короче 912 Å находится в далеком ультрафиолетовом диапазоне и блокируется атмосферой Земли, но для очень далеких галактик длина волны света растянутый значительно из-за расширение Вселенной. Для галактики с красным смещением z = 3, излом Лаймана будет иметь место на длинах волн около 3600 Å, что достаточно для обнаружения наземными или космическими аппаратами. телескопы.

Галактики-кандидаты вокруг красного смещения z = 3 затем можно выбрать, ища галактики, которые появляются на оптических изображениях (которые чувствительны к длинам волн более 3600 Å), но не появляются на ультрафиолетовых изображениях (которые чувствительны к свету с длинами волн короче 3600 Å). Метод может быть адаптирован для поиска галактик с другими красными смещениями путем выбора различных наборов фильтров - метод работает до тех пор, пока изображения могут быть получены через по крайней мере один фильтр выше и ниже длины волны смещенного в красное пределы лимана. Чтобы подтвердить красное смещение, оцененное выбором цвета, спектроскопия выполняется. Хотя спектроскопические измерения необходимы для получения высокоточного красного смещения, спектроскопия обычно требует гораздо больше времени, чем получение изображений, поэтому отбор галактик-кандидатов с помощью метода Лаймановского разрыва значительно повышает эффективность обзоров галактик с большим красным смещением.[2][3]

Проблема их дальнего инфракрасного излучения по-прежнему занимает центральное место в изучении галактик с разломом Лаймана, чтобы лучше понять их эволюцию и оценить их общую скорость звездообразования. Пока что только небольшой образец был обнаружен в дальней инфракрасной области. Большинство индивидуальных результатов основаны на информации, полученной от линзированных галактик с разломом Лаймана, или от ультрафиолета покоя кадра, или от нескольких объектов, обнаруженных спутником Herschel. [4] или используя технику укладки[5] что позволяет исследователям получать усредненные значения для индивидуально необнаруженных галактик с разломом Лаймана.

Но недавно методы суммирования около 22 000 галактик позволили впервые собрать некоторую статистическую информацию о свойствах пыли LBG.[6]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Д. Бургарелла; и другие. (2011). "HerMES: Галактики Лаймановского разлома, индивидуально обнаруженные на 0,7 <= z <= 2,0 в GOODS-N с Herschel / SPIRE ". Письма в астрофизический журнал. 734 (1): 12. arXiv:1105.0646. Bibcode:2011ApJ ... 734L..12B. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 734/1 / L12. S2CID  36669348.
  2. ^ К. С. Стейдель; и другие. (1996). "Спектроскопическое подтверждение популяции нормальных звездообразующих галактик на красных смещениях. z > 3". Письма в астрофизический журнал. 462: L17 – L21. arXiv:Astro-ph / 9602024. Bibcode:1996ApJ ... 462L..17S. Дои:10.1086/310029. S2CID  15038797.
  3. ^ К. К. Стейдель; и другие. (1998). "Лайман разбивает галактики в z~ 3 и выше ". arXiv:Astro-ph / 9812167. Bibcode:1998astro.ph.12167S. Цитировать журнал требует | журнал = (помощь)
  4. ^ Д. Бургарелла; и другие. (2011). "HerMES: Галактики Лаймановского разлома, индивидуально обнаруженные на 0,7 <= z <= 2,0 в GOODS-N с Herschel / SPIRE ". Письма в астрофизический журнал. 734 (1): 12. arXiv:1105.0646. Bibcode:2011ApJ ... 734L..12B. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 734/1 / L12. S2CID  36669348.
  5. ^ И. Отео; и другие. (2013). «Обнаруженные в дальнем инфракрасном диапазоне галактики с разломом Лаймана на z ~ 3. Затухание пылью и поправочные коэффициенты пыли на большом красном смещении». Астрономия и астрофизика. 554: L3. arXiv:1304.3230. Bibcode:2013A & A ... 554L ... 3O. Дои:10.1051/0004-6361/201321478. S2CID  118408031.
  6. ^ Х. Альварес-Маркес; и другие. (2016). «Пыльные свойства галактик с разломом Лаймана на z ~ 3». Астрономия и астрофизика. 587: A122. arXiv:1512.04120. Bibcode:2016A & A ... 587A.122A. Дои:10.1051/0004-6361/201527190. S2CID  119241956.