الفلك

النمذجة الديناميكية للمجرات ذات المكونات المضادة للدوران باستخدام طريقة Schwarzschild

النمذجة الديناميكية للمجرات ذات المكونات المضادة للدوران باستخدام طريقة Schwarzschild



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

أحاول حاليًا فهم النمذجة الديناميكية باستخدام طريقة شوارزشيلد. لقد كنت أقوم ببعض القراءة في الأيام الماضية ، لكنني أظن أنني أفهم شيئًا خاطئًا حقًا. وفقًا لفهمي الحالي ، تعمل طريقة Schwarzschild للنمذجة الديناميكية باستخدام البيانات الحركية التي تم حلها مكانيًا على النحو التالي:

  • قم بملاءمة ملف تعريف ثنائي الأبعاد واحد أو أكثر (على سبيل المثال ، Gaussian) للصورة أو اللحظة الصفرية للملاحظة.
  • قم بإلغاء عرض النموذج المجهز أعلاه على مساحة ثلاثية الأبعاد وإنشاء توزيع لمعان ثلاثي الأبعاد.
  • قم بتحويل توزيع اللمعان ثلاثي الأبعاد إلى كتلة باستخدام مجموعة من الجسيمات الكتلية.
  • أنشئ سلسلة من المدارات المحتملة للجسيمات الكتلية المذكورة أعلاه واحسب متجهات السرعة الناتجة.
  • من متجهات السرعة المذكورة أعلاه ، قم بإنشاء خرائط تشتت السرعة والسرعة وحساب مربع كاي بينها وبين خرائط تشتت السرعة والسرعة المرصودة.

الخطوة الأخيرة هي ما يزعجني. حسب فهمي ، يمكن أن تكون مدارات الجسيمات في نموذج شوارزشيلد ذات دوران معاكس. حق؟ في مراقبة المجرة ، عندما يكون لدينا مكونان غير متصادمين (على سبيل المثال ، مكونات نجمية) يدوران بشكل معاكس ، فمن الممكن أن نلاحظ خطوط طيفية مزدوجة الذروة. حق؟ من المستحيل تخزين هذه المعلومات باستخدام خريطة تشتت السرعة والسرعة ، ولكن يمكن تخزينها في مكعب طيفي. ومع ذلك ، فإن جميع الأوراق حول النمذجة الديناميكية باستخدام طريقة Schwarzschild تناسب النماذج مع خرائط تشتت السرعة والسرعة بدلاً من المكعب الطيفي.

لذلك ، مما سبق ، خلصت إلى أن فهمي لطريقة شوارزشيلد غير صحيح. سأكون ممتنًا حقًا إذا كان بإمكان أحدهم مساعدتي في فهم الخطأ الذي أخطأت فيه.

شكرا لكم مقدما.


قم بتحويل توزيع اللمعان ثلاثي الأبعاد إلى كتلة باستخدام مجموعة من الجسيمات الكتلية.

حسنًا ، ربما يمكنك فعل ذلك ، لكنني أظن أنه سيكون غير دقيق ويستغرق وقتًا طويلاً للغاية. تحدد معظم أساليب نمذجة Schwarzschild توزيع كثافة اللمعان ثلاثي الأبعاد باستخدام وظائف يمكن من خلالها حساب إمكانات الجاذبية بسهولة نسبيًا.

على سبيل المثال ، أحد الأساليب الشائعة هو تقريب توزيع الضوء ثنائي الأبعاد المرصود باستخدام مجموع Gaussians المتعددة (كما ذكرت) ، والتي يمكن استبعادها وفقًا لافتراضات معينة في مجموع Gaussians ثلاثي الأبعاد للحصول على توزيع كثافة اللمعان ثلاثي الأبعاد. ثم تقوم بضرب هذا التوزيع في نسبة الكتلة إلى الضوء (عادةً ما تكون إحدى معلمات النموذج الذي تحاول في النهاية ملاءمته مع البيانات) واستنباط جهد الجاذبية من ذلك. لا حاجة لتقريب الأشياء بمجموعة من الجسيمات.

يتيح لك هذا أيضًا إضافة مكونات افتراضية إضافية "داكنة" بسهولة ، مثل هالات المادة المظلمة أو الثقوب السوداء المركزية فائقة الكتلة ، والتي تحتوي على أوصاف تحليلية بسيطة ولا تحتاج إلى نمذجة باستخدام الجسيمات.

حسب فهمي ، يمكن أن تكون مدارات الجسيمات في نموذج شوارزشيلد ذات دوران معاكس.

صيح. من الناحية العملية ، إذا كان النظام (من المفترض أن يكون) متناظرًا محوريًا ، فيمكنك حساب مجموعة من المدارات ، ومن ثم إنشاء نظائرها ذات الدوران المعاكس بسهولة عن طريق عكس متجهات السرعة.

ومع ذلك ، فإن جميع الأوراق حول النمذجة الديناميكية باستخدام طريقة Schwarzschild تناسب النماذج مع خرائط تشتت السرعة والسرعة بدلاً من المكعب الطيفي.

من الواضح أنك لا تقرأ الصحف الصحيحة ؛-). اسمحوا لي أن أقسم هذا إلى جزأين:

1. تحويل البيانات الطيفية إلى بيانات نجمية - حركية

قبل حدوث أي نمذجة ، يجب تحليل البيانات الطيفية الملحوظة (الشق الطويل و / أو "المكعبات الطيفية" لوحدة الحقل المتكاملة) لاستخراج البيانات النجمية الحركية. يتم ذلك عن طريق تقسيم البيانات إلى صناديق مكانية مختلفة في السماء (صناديق على طول الشق ، أو صناديق ثنائية الأبعاد لمكعب طيفي) وجمع الأطياف داخل كل حاوية ، لتحسين S / N.

ثم تلائم كل طيف بمجموعة مرجحة من الأطياف النجمية (المرصودة أو من النماذج) ، والتي يتم توسيعها عن طريق توزيع سرعة خط البصر (LOSVD). في حالات بسيطة جدًا ، يُفترض أن يكون LOSVD مجرد غاوسي بسرعة مركزية محددة $ الخامس $ وتشتت السرعة $ سيغما $. النهج الأكثر شيوعًا في الوقت الحاضر هو نمذجة LOSVD باستخدام Gaussian الذي يتم ضربه في كثيرات حدود Gauss-Hermite من الرتبة الثالثة والرابعة. يتم تحديد قوة كثير الحدود من الدرجة الثالثة بواسطة $ h_ {3} $ وقياس الانحراف. يتم تحديد معلمات كثيرة الحدود من الدرجة الرابعة بواسطة $ h_ {4} $ ويقيس التفرطح. بالنسبة للمجرات ذات المكونات المضادة للدوران ، $ h_ {3} $ و $ h_ {4} $ تزود بعض معلومات حول الطبيعة غير الأحادية Gaussian لـ LOSVD ، على الرغم من أنها غامضة إلى حد ما ومقيدة بشكل سيئ.

نهج أكثر تعقيدًا (يتطلب بيانات S / N عالية) هو نمذجة LOSVD "غير بارامترية" مع رسم بياني يحتوي على عشرين أو ثلاثين أو أكثر من صناديق السرعة. لإظهار كيفية عمل النهج غير المعلمي ، ضع في اعتبارك البيانات الحركية النجمية التالية لمجرة S0 NGC 4191:

المؤامرة الأولى ، من الشكل B1 من Krajnovic وآخرون. 2011 (MNRAS، 414 ، 2923) ، معارض $ الخامس $ و $ سيغما $ الخرائط (من SAURON IFU). في حقل السرعة ، يمكنك أن ترى انعكاس السرعة بينهما $ r sim 5 دولار و 10 ثوانٍ قوسية ؛ في نفس نصف القطر تقريبًا ، $ سيغما $ القمم. أزواج من القمم خارج المركز في $ سيغما $ توحي بمنطقة يكون فيها المكونان المعاكسان للدوران متساويين تقريبًا (كما جادل كراينوفيتش وآخرون في ورقتهم).

المؤامرة الثانية ، بناءً على الشكل 2 من Coccato et al. 2015 (أ & أ، 581 ، A65) ، يظهر $ سيغما $ خريطة (لوحة ملونة ، استدارة 90 درجة فيما يتعلق بالشكل أعلاه) و LOSVDs غير حدودي (31 سلة سرعة) لثلاثة من الصناديق (الرسوم البيانية) من ملاحظات VIRUS-W IFU لـ NGC 4191. يمكنك أن ترى كيف ، في الرسم البياني الثاني ، يتم تمثيل القمم المزدوجة بسبب تداخل المكونات النجمية المضادة للدوران بوضوح.

2. مقارنة نموذج شوارزشيلد مع البيانات الحركية

بعد حساب مكتبة المدارات النجمية لإمكانات مجرة ​​معينة وتعيين مجموعة من الأوزان للمدارات الفردية ، يمكنك "مراقبة" النموذج من خلال توجيه المجرة لتتطابق مع الاتجاه الملحوظ ، وتقسيمه إلى صناديق مكانية ثنائية الأبعاد متوقعة تتطابق مع 2D binning يستخدم لتحديد حركيات المجرة النجمية الحقيقية. ثم (لكل حاوية) تقوم بحساب LOSVD الموزون من خلال الدمج على طول خط الرؤية من خلال تلك الحاوية ، مع إضافة مساهمات السرعة الشعاعية من كل مدار يتقاطع مع خط الرؤية. إذا كانت بياناتك تتكون من $ الخامس $, $ سيغما $, $ h_3 $، و $ h_4 $، فأنت تلائم نموذج LOSVD الناتج لذلك الصندوق مع وظيفة Gauss-Hermite للحصول على حاوية النموذج $ الخامس $, $ سيغما $, $ h_3 $، و $ h_4 $. إذا كانت بياناتك عبارة عن LOSVDs غير معلمية ، فيمكنك ببساطة تخزين نموذج LOSVD باستخدام نفس مخطط تجميع السرعة الذي استخدمته للبيانات.

هذه المجموعة من قيم LOSVD المتوقعة (إما $ الخامس $, $ سيغما $, $ h_3 $، و $ h_4 $ أو المدرج التكراري للسرعة غير البارامترية) هو ما تقارنه بقيم LOSVD للبيانات لهذا الصندوق المكاني ، مكررًا لجميع الصناديق المكانية مع البيانات الحركية.

1 "نموذج" في هذه الحالة ليس له علاقة بنمذجة شوارزشيلد.


النمذجة الديناميكية للمجرات ذات المكونات المضادة للدوران باستخدام طريقة Schwarzschild - علم الفلك


الأهداف: الهدف من هذا العمل هو اختبار قدرة طريقة تراكب المدار لشوارزشيلد على قياس محتوى الكتلة ، ونصف قطر المقياس ، وشكل مجرة ​​كروية قزمة مسطحة. حتى الآن ، افترضت معظم جهود النماذج الديناميكية أن المجرات الكروية القزمية والهالات المضيفة لها كروية.
الطريقة: استخدمنا نموذج إيفانز (1993 ، MNRAS ، 260 ، 191) لبناء مجرة ​​صخرية متساوية الحرارة تشبه خصائصها إلى حد ما خصائص المجرة الكروية القزمة Sculptor. تحتوي هذه المجرة الوهمية على مكونات مادة مضيئة ومظلمة مسطحة ، مما يؤدي إلى تشكيل لوغاريتمي للإمكانات العالمية. لقد اختبرنا ما إذا كانت طريقة Schwarzschild يمكن أن تقيد المعلمات المميزة للنظام لأحجام عينات مختلفة وما إذا كان ذلك ممكنًا دون معرفة الشكل الوظيفي للإمكانات.
النتائج: عند افتراض الشكل الوظيفي الحقيقي لإمكانيات النظام ، فإن تقنية نمذجة Schwarzschild قادرة على توفير قياس دقيق ودقيق لمعلمة الكتلة المميزة للنظام وإعادة إنتاج توزيع الضوء والحركية النجمية لمجرتنا الوهمية بدقة. . عند افتراض شكل وظيفي مختلف لإمكانيات النموذج ، مثل ملف تعريف Navarro-Frenk-White المسطح (NFW) ، فإننا نحصر أيضًا نصف قطر الكتلة والقياس على القيم المقابلة لها. ومع ذلك ، في كلتا الحالتين ، نجد أن معامل التسطيح يظل غير مقيد إلى حد كبير. هذا على الأرجح لأن محتوى المعلومات الخاص بسرعة تشتت على الشكل الهندسي للإمكانات صغير جدًا.
الاستنتاجات: تشير نتائجنا باستخدام طريقة Schwarzschild إلى أن الكتلة المغلقة يمكن اشتقاقها بشكل موثوق ، حتى لو كانت معلمة التسطيح غير معروفة ، وللعينات التي تحتوي على 2000 سرعات شعاعية لخط البصر ، مثل تلك المتوفرة حاليًا. هناك حاجة إلى مزيد من التطبيقات لهذه الطريقة لوظائف التوزيع الأكثر عمومية للأنظمة المسطحة لتحديد مدى جودة تسطيح الهالات المظلمة dSph.


جميع رموز تصنيف Science Journal (ASJC)

  • APA
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • هارفارد
  • اساسي
  • RIS
  • فانكوفر

مخرجات البحث: المساهمة في المجلة ›المقال› مراجعة الأقران

T1 - المسح الشامل. الخامس عشر. قياس كتلة نجمي ديناميكي للثقب الأسود الهائل في مجرة ​​إهليلجية ضخمة NGC 1453

AU - ليبولد ، كريستوفر م.

AU - كوينفيل ، ماثيو إي.

N1 - Publisher حقوق النشر: © 2020. الجمعية الفلكية الأمريكية. كل الحقوق محفوظة..

N2 - نقدم قياس كتلة ديناميكي نجمي جديد (MBH) للثقب الأسود فائق الكتلة (SMBH) في NGC 1453 ، مجرة ​​إهليلجية ضخمة سريعة الدوران في المسح الشامل. نقيس الحركية النجمية في 135 حاوية مكانية في المنطقة المركزية 1.5 kpc × 2 kpc من المجرة باستخدام أطياف نسبة إشارة إلى ضوضاء عالية (S / N ∼ 130) من مطياف المجال المتكامل Gemini-North GMOS (IFS). من خلال الجمع بين الحركية واسعة المجال IFS وتوزيعات الضوء النجمي 3 من صور Hubble Space Telescope Wide Field Camera 3 ، نقوم بإجراء نمذجة جماعية تعتمد على مدار شوارزشيلد في حد المحور المتماثل لتقييد مكونات الكتلة في NGC 1453. الأفضل كتلة الثقب الأسود الملائمة هي MBH = (2.9 ± 0.4) × 109 M⊙ ، وتستبعد النماذج الكتلية التي لا تحتوي على ثقب أسود مركزي عند مستوى 8.7σ. يقع الثقب الأسود NGC 1453 ضمن الانتثار الجوهري للثقب SMBH وعلاقات تحجيم المجرة ، على عكس ثلاث مجرات أخرى تستضيف ∼ 1010 M⊙ SMBHs في العينة الضخمة. تمكننا أطياف GMOS العالية S / N من تحديد ثماني لحظات من تمدد Gauss-Hermite لتوزيعات سرعة خط البصر (LOSVDs) ، والتي تُستخدم كقيود في نمذجة المدار. يتم تقييد المدارات النجمية في نماذج الكتلة بشكل أكبر لإنتاج h 9 حتى h 12 لتقليل السلوك الزائف في LOSVDs. نوضح أن اقتطاع السلسلة عند h 4 ، كما كان يحدث غالبًا في العمل السابق ، يؤدي إلى قيود أضعف بكثير على MBH المستنتج لـ NGC 1453. علاوة على ذلك ، نناقش الاحتياطات والتعديلات اللازمة لتحقيق التناظر المحوري في رموز المدار ثلاثي المحاور التي استخدم طريقة شوارزشيلد لأخذ عينات من فضاء بدء المدارات النجمية في إمكانات الجاذبية ثلاثية المحاور.

AB - نقدم قياس كتلة ديناميكي نجمي جديد (MBH) للثقب الأسود فائق الكتلة (SMBH) في NGC 1453 ، مجرة ​​إهليلجية ضخمة سريعة الدوران في المسح الشامل. نقيس الحركية النجمية في 135 حاوية مكانية في المنطقة المركزية 1.5 kpc × 2 kpc من المجرة باستخدام أطياف نسبة إشارة إلى ضوضاء عالية (S / N ∼ 130) من مطياف المجال المتكامل Gemini-North GMOS (IFS). من خلال الجمع بين الحركية ذات المجال الواسع IFS وتوزيعات الضوء النجمي 3 من صور تلسكوب هابل الفضائي واسعة النطاق 3 ، نقوم بإجراء نمذجة جماعية تعتمد على مدار شوارزشيلد في حد المحور المتماثل لتقييد مكونات الكتلة في NGC 1453. الأفضل كتلة الثقب الأسود الملائمة هي MBH = (2.9 ± 0.4) × 109 M⊙ ، وتستبعد النماذج الكتلية التي لا تحتوي على ثقب أسود مركزي عند مستوى 8.7σ. يقع الثقب الأسود NGC 1453 ضمن الانتثار الجوهري للثقب SMBH وعلاقات تحجيم المجرة ، على عكس ثلاث مجرات أخرى تستضيف ∼ 1010 M⊙ SMBHs في عينة MASSIVE. تمكّننا أطياف GMOS العالية S / N من تحديد ثماني لحظات من تمدد Gauss-Hermite لتوزيعات سرعة خط البصر (LOSVDs) ، والتي تُستخدم كقيود في نمذجة المدار. يتم تقييد المدارات النجمية في نماذج الكتلة بشكل أكبر لإنتاج h 9 حتى h 12 لتقليل السلوك الزائف في LOSVDs. نوضح أن اقتطاع السلسلة عند h 4 ، كما كان يحدث غالبًا في العمل السابق ، يؤدي إلى قيود أضعف بكثير على MBH المستنتج لـ NGC 1453. علاوة على ذلك ، نناقش الاحتياطات والتعديلات اللازمة لتحقيق التناظر المحوري في رموز المدار ثلاثي المحاور التي استخدم طريقة شوارزشيلد لأخذ عينات من فضاء بدء المدارات النجمية في إمكانات الجاذبية ثلاثية المحاور.


2 الخصائص العامة لـ NGC 5813

NGC 5813 هي واحدة من ألمع مجرتين في مجموعة NGC 5846 (Mahdavi et al. ، 2005). هذه مجموعة معزولة تتكون من ثلاثة أجزاء يهيمن عليها NGC 5846 و NGC 5831 و NGC 5813. كشفت الملاحظات الطيفية (Efstathiou et al.، 1982 Davies et al.، 1983 Carollo et al.، 1993 Emsellem et al.، 2004) أن NGC 5846 تظهر متوسط ​​حركة منخفض للغاية ، بينما NGC 5831 و NGC 5813 كلاهما يؤويان KDCs. NGC 5846 و NGC 5813 لهما نفس حجم النطاق K (-25.01 و -25.09 ، على التوالي ، Cappellari et al. ، 2011) ، بينما Cappellari et al. (2013b) مشتقة من كتل 3.7 و 3.9 × 10 11 M ⊙ ، على التوالي (مقيدة في ملاحظات SAURON). NGC 5831 هو نظام أصغر وأقل كتلة.

يُظهر التصوير البصري والتحليل الطيفي أن NGC 5813 غير مألوف من الناحيتين الحركية والضوئية. ملف الضوء في ملاحظات Efstathiou et al. (1982) أشار إلى "هيكل مكون من عنصرين" وكان مختلفًا بشكل ملحوظ عن المجرات الإهليلجية الأخرى. هناك عدد من الطرق التي يمكن للمرء أن يحدد معلمات مثل هذا التوزيع الخفيف ، وهذا واضح في مجموعة متنوعة من الأساليب في العمل الأخير.

يمكن أن تتلاءم المنطقة النووية مع قانون نوكر مزدوج القوة (Lauer et al. ، 1995) ، ولكن أيضًا مع جوهر Sérsic (Graham et al. ، 2003) ، كما فعل Richings et al. (2011). المناطق الخارجية (ما وراء 2 aas @ @ fstack ′ ′ 5) تتلاءم جيدًا مع مزيج من Sérsic والأسي (Krajnović et al. ، 2013a) ، مع تركيب HST للتصوير Dullo & amp Graham (2012) و Rusli et al. . (2013) يوافق على أن أفضل ملاءمة يتم تحقيقها من خلال مزيج من ملفات تعريف Sérsic و core-Sérsic ، حيث يحتوي Core-Sérsic على مؤشر Sérsic منخفض (n = 2.8 أو 2 ، على التوالي) ، في حين أن المظهر الجانبي الخارجي قريب من متسارع. لذلك ، فإن المظهر الخارجي لـ NGC 5813 يشبه بشكل ملحوظ تلك الموجودة في مجرات القرص. قاد هذا المظهر الأسي الخارجي Dullo & amp Graham (2014) لتصنيف NGC 5813 على أنها مجرة ​​S0.

تُظهر الصور المتساوية تغييراً في كل من تسطيحها واتجاهها (على سبيل المثال Dullo & amp Graham ، 2014). مع عدم مراعاة السلوك في منطقة الثانية الفرعية ، يكون التغيير في الإهليلجية بارزًا بعد 10 ′ ′ ، تقريبًا حيث يتوقف KDC ، ويتغير من كونه ثابتًا تقريبًا عند 0.1 (في غضون 10 ′ ′) ويتزايد باستمرار إلى حوالي 0.3 في ضواحي المدينة. تُظهر زاوية الموضع سلوكًا أكثر تعقيدًا قليلاً. داخل 20 ′ ′ المركزية ، تتغير باستمرار مع نصف القطر (في حدود 15 درجة تقريبًا) ، ولكن هناك فرق ملحوظ بين منطقة KDC (& lt 10 ′ ′) حيث تصل إلى الحد الأقصى (حوالي 150 درجة) والمنطقة الخارجية حيث تتسطح إلى حوالي 135 درجة.

كارولو وآخرون. (1997 ب) وتران وآخرون. اكتشف (2001) الغبار في المنطقة الوسطى من NGC 5813. لوحظ الغبار في تكوينين شكليين متميزين ، مثل الشعيرات وما يبدو أنه قرص نووي. يتم توزيع الخيوط بشكل مشابه مثل الغاز المتأين الذي يتقارب على النواة ، بينما قرص الغبار ، وهو قطعة رقيقة من الغبار يبلغ حجمها حوالي 1 ، تقطع النواة إلى النصف ويتم توجيهها عند 148 درجة. يختلف هذا الاتجاه بضع درجات فقط عن اتجاه KDC (Krajnović et al. ، 2011) ، وكذلك الميزة الحركية الشبيهة بالقرص النووي التي تظهر في الغاز المؤين ، والتي نقدمها في القسم 6.2. تشير الصور الملونة V-I HST إلى أن ما يبدو أنه نواة مزدوجة في NGC 5813 من المحتمل أن يكون نتيجة لحجب الغبار (Carollo et al.، 1997b).

المجموعة الفرعية لـ NGC 5813 غنية بانبعاثات الأشعة السينية المنتشرة. مهدوي وآخرون (2005) وجد أن ملف انبعاث الأشعة السينية لـ NGC 5813 يختلف عن ذلك الموجود في NGC 5846 ، بمعنى أنه أقل انحدارًا وأكثر إضاءة وأكثر امتدادًا. يمكن تفسير ذلك على أنه نتيجة لتواريخ تكوين مختلفة ، حيث شهدت NGC 5846 تفاعلًا أكبر مع مجرات أصغر (للحصول على دليل على اندماج حديث ، انظر Goudfrooij & amp Trinchieri، 1998).

نشاط AGN لـ NGC 5813 ليس مرتفعًا حاليًا. تم اكتشافه في NVSS (Condon et al. ، 1998) عند 1.41 جيجاهرتز ، وكذلك عند 8 جيجاهرتز (Krajnović & amp Jaffe ، 2002). في الاستبانة المكانية للدراسة الأخيرة (2-3 ′ ′) لم يتم حل مصدر الراديو. ربما يكون الدليل الأكثر دلالة على نشاط AGN الماضي ، ولكن أيضًا حديثًا جدًا ، هو ملاحظات الأشعة السينية التي حللها Randall et al. (2011) ، والتي تقدم حالة لثلاثة تجاويف طافية ، تم رفعها بواسطة طائرة AGN النفاثة التي عملت في فترات زمنية تبلغ 90 و 20 و 3 ملايين سنة. ترتفع التجاويف تقريبًا على طول المحور الثانوي للجسم النجمي ، حيث يوجد أيضًا غاز خط الانبعاث ، كما تم اكتشافه في ملاحظات النطاق الضيق H α (Goudfrooij et al. ، 1994 Randall et al. ، 2011 Werner et al. ، 2014) وفي مختلف خطوط الانبعاث المؤينة (القسم 6 ، سارزي وآخرون ، 2006) ، وكذلك في 100 كيلو من الغاز البارد (ويرنر وآخرون ، 2014).


التحلل الديناميكي للمجرات عبر تسلسل هابل

التحلل الديناميكي للمجرات عبر تسلسل هابل. / Zhu، L. van den Bosch، R. C. E. van de Ven، G. Falcón-Barroso، J. Lyubenova، M. Meidt، S. E. Martig، M. Yildirim، A.

انطلاق المؤتمر التفاعل بين العمليات المحلية والعالمية في المجرات ، كوزوميل ، المكسيك ، 2016-4. 2016.

مخرجات البحث: فصل في الكتاب / التقرير / إجراءات المؤتمر> مساهمة المؤتمر> الأكاديمية> مراجعة الأقران

T1 - التحلل الديناميكي للمجرات عبر تسلسل هابل

N1 - M1 - وقائع المؤتمر

N2 - ستوفر المسوحات الطيفية للمجال المتكامل الجارية والقادمة خرائط حركية نجمية لآلاف المجرات القريبة عبر تسلسل هابل. لأول مرة ، تمكنا من بناء نماذج Schwarzschild الديناميكية التي تتلاءم بالتفصيل مع المجرات البيضاوية من خلال المجرات الحلزونية من مسح CALIFA بطريقة متجانسة. تسمح لنا طريقة تراكب المدار هذه بالكشف عن المادة المضيئة والمظلمة في المجرات بدون افتراضات (فلكية) غير مبررة جسديًا حول تباين الشكل والسرعة المصنوع في الأساليب الديناميكية الشائعة. علاوة على ذلك ، فإن البنية المدارية الجوهرية المستنتجة تمكننا من تحلل المجرات ديناميكيًا إلى مكونات مختلفة مثل الانتفاخات والأقراص الرقيقة والسميكة. بعد ذلك ، يمكننا أن نشتق لكل مكون بقوة توزيع كتلته وكذلك الدوران الداخلي وتشتت السرعة وديناميكيات الترتيب الأعلى. بهذه الطريقة ، نحصل على رؤية مادية مفصلة للمجرات القريبة من عينات محددة جيدًا إحصائيًا ، والتي بدورها توفر معيارًا حقيقيًا لنماذج تكوين المجرات في سياق كوني.

AB - ستوفر المسوحات الطيفية للمجال المتكامل الجارية والقادمة خرائط حركية نجمية لآلاف المجرات القريبة عبر تسلسل هابل. لأول مرة ، تمكنا من بناء نماذج Schwarzschild الديناميكية التي تتلاءم بالتفصيل مع المجرات البيضاوية من خلال المجرات الحلزونية من مسح CALIFA بطريقة متجانسة. تسمح لنا طريقة تراكب المدار هذه بالكشف عن المادة المضيئة والمظلمة في المجرات بدون افتراضات (فلكية) غير مبررة جسديًا بشأن تباين الشكل والسرعة المصنوع في الأساليب الديناميكية الشائعة. علاوة على ذلك ، فإن البنية المدارية الجوهرية المستنتجة تمكننا من تحلل المجرات ديناميكيًا إلى مكونات مختلفة مثل الانتفاخات والأقراص الرقيقة والسميكة. بعد ذلك ، يمكننا أن نشتق لكل مكون بقوة توزيع كتلته وكذلك الدوران الداخلي وتشتت السرعة وديناميكيات الترتيب الأعلى. بهذه الطريقة ، نحصل على رؤية مادية مفصلة للمجرات القريبة من عينات محددة جيدًا إحصائيًا ، والتي بدورها توفر معيارًا حقيقيًا لنماذج تكوين المجرات في سياق كوني.

M3 - مساهمة المؤتمر

BT - وقائع المؤتمر التفاعل بين العمليات المحلية والعالمية في المجرات ، كوزوميل ، المكسيك ، 2016-4


النمذجة الديناميكية للمجرات ذات المكونات المضادة للدوران باستخدام طريقة Schwarzschild - علم الفلك

يكشف التحلل الديناميكي للمجرات عن الحياة المضطربة للأقراص

إن حركات النجوم في المجرات هي نتيجة عمليات تكوينها ، والتطور الديناميكي الداخلي للمجرات ، وحلقات التراكم والاندماج التي قد تتعرض لها المجرات طوال حياتها. ومن ثم فإن تحليل كيفية دوران النجوم في مواقع مختلفة وبأعمار مختلفة أو تراكيب كيميائية في مدار داخل المجرات يوفر معلومات لا تقدر بثمن لفهم كيفية تشكل المجرات وتطورها. ومع ذلك ، فإن هذه المهمة صعبة للغاية وتتطلب أدوات متقدمة وتقنيات مراقبة لرسم خريطة حركية وخصائص النجوم ، وطرق تحليل معقدة تمامًا لنمذجة الحالة الفيزيائية وتطور الأنظمة.

خطت مجموعة من العلماء ، بقيادة لينغ جو من معهد ماكس بلانك لعلم الفلك في هايدلبرغ ومن بينهم ستيفانو زيبيتي من مرصد INAF-Arcetri للفيزياء الفلكية ، خطوة كبيرة في هذا الاتجاه مع النتائج المقدمة في ورقة نُشرت في الأول من يناير ، 2018 في Nature Astronomy ، "توزيع المدار النجمي في المجرات الحالية المستنتج من مسح CALIFA" (متاح هنا أيضًا). لقد حللوا التوزيع الإحصائي لمدارات النجوم لأول مرة في عينة تمثيلية من المجرات الحالية. استغل الفريق ثروة البيانات الطيفية الرائعة للمجال المتكامل (أي التحليل الطيفي المكاني) التي تم جمعها بواسطة مسح CALIFA (Calar Alto Legacy Integral Field Area) للحصول على خرائط حركية مفصلة لـ 300 مجرة. تم نمذجة الملاحظات باستخدام طريقة Schwarzschild المدارية-التراكب لتحليل التجمعات النجمية لكل مجرة ​​إلى ثلاث مجموعات مختلفة من المدارات: مدارات "باردة" ، تمثل الحركات الدائرية المرتبة للنجوم في مدارات الأقراص المجرية "الساخنة" ، وهي خاصية مميزة للحركات الفوضوية تحدث في مكونات كروية ، مثل الانتفاخات والهالات المدارات "الدافئة" ، مع مكون دوراني مهم ، ولكن مع حركات عشوائية غير مهملة ، نموذجية للأقراص السميكة و "الانتفاخات الزائفة" (انظر الشكل 1).

الشكل 1: نماذج المدارات النجمية (يسار) مطابقة للصور والخرائط المرصودة للسرعة النجمية وتشتت السرعة المقاسة من أطياف CALIFA (المثال الصحيح للمجرة NGC001 في العينة). الائتمان: Instituto de Astrofisica de Andalucia (IAA-CSIC). مقتبس من الشكل 1 من Zhu et al ، 2018.

يعد التوزيع الإحصائي للنجوم في هذه المجموعات المدارية الثلاث ، كدالة لخصائص المجرة ، معيارًا رئيسيًا وسيكون ذا أهمية أساسية لتقييد نماذج تطور المجرات ومحاكاة الكون (انظر الشكل 2). ومن المثير للاهتمام أن هذه الدراسة وجدت أنه لا توجد مجرة ​​تسيطر عليها بشكل كامل حركات دائرية مرتبة. حتى تلك المجرات التي يبدو أن قرصًا رفيعًا يهيمن عليها هيكليًا ، تمتلك في الواقع غالبية النجوم في المدارات الدافئة وجزءًا صغيرًا في المدارات الساخنة. يدعم هذا الفكرة القائلة بأنه على الرغم من أن النجوم تولد بشكل أساسي في أقراص رقيقة تدور بحتة ، فإن ما يسمى "التطور العلماني" الديناميكي مدفوعًا بعدم الاستقرار (الأذرع الحلزونية ، والأعمدة) والتفاعلات البسيطة مع المجرات الخارجية يلعب دورًا رئيسيًا في إعادة تشكيل التوزيع المداري النجوم وفي "تسخين" أقراص المجرة.


5. تناسب الحركية السلطة الفلسطينية

هذا البرنامج ينفذ الطريقة الواردة في الملحق ج من كراينوفيتش وآخرون. (2006 ، MNRAS ، 366 ، 787) لقياس زاوية الموقع الحركية العالمية (PA) من الملاحظات الميدانية المتكاملة لنجم المجرة أو حركية الغاز.

انظر Cappellari et al. (2007) و Krajnovic et al. (2011) لتطبيقين واسعي النطاق لهذا البرنامج لدراسة اختلال المحاذاة الحركية النجمية للمجرات المبكرة. راجع صفحة Krajnovic لـ Davor للحصول على حزمة Kinemetry ذات الصلة.

حزمة PaFit بتنسيق

حزمة PaFit موجودة في فهرس حزمة Python (PyPI). تم تحديثه آخر مرة في 21 مايو 2018.

كيفية تثبيت: استخدم "Pip install pafit". بدون الوصول للكتابة إلى دليل حزم المواقع العالمية ، استخدم "pip install --user pafit".

مطلوب أيضًا حزمة plotbin الخاصة بي (يتم تثبيتها تلقائيًا بواسطة نقطة).

تتطلب PaFit الحزم الأساسية العلمية NumPy و Matplotlib (تم اختبارها باستخدام Python 3.9 باستخدام Numpy 1.20 و Matplotlib 3.3).

قم بتنزيل شفرة المصدر FIT_KINEMATIC_PA بتنسيق

يمكن تنزيل الكود المصدري لبرنامج IDL FIT_KINEMATIC_PA ، مع أمثلة وإرشادات ، هنا بتنسيق ZIP (9 كيلوبايت). تم آخر تحديث لهذا الإصدار في 2 فبراير 2017 وتم توثيق التغييرات في ملف البرنامج. تم اختبار FIT_KINEMATICS_PA باستخدام IDL من 6.4 إلى 8.6.

مطلوب أيضًا إجراءات التآمر العامة SAURON_COLORMAP و PLOT_VELFIELD والتي يمكن العثور عليها في ملف ZIP هذا.

وإذا كنت قد بدأت للتو في استخدام IDL ولم يتم تثبيت مكتبة مستخدم IDL Astronomy User's Library ، أو إذا كان لديك إصدار قديم ، فيجب أن تحصل عليه على الفور من هنا.

ملاحظة: سأكون ممتنًا لو تركت لي بريدًا إلكترونيًا (العنوان في الأسفل) عند تنزيل FIT_KINEMATIC_PA. أود أيضًا معرفة ما إذا كنت قد حصلت على إصدار IDL أو Python.

شكل 1: تركيب علاقة (M / L) - & سيجما في كتلة العذراء باستخدام LTS_LINEFIT (مأخوذ من Cappellari et al. 2013a). تتم إزالة القيم المتطرفة الخضراء فوق العلاقة تلقائيًا من الملاءمة. لقد تبين أنها مجرات خلفية ولهذا السبب لا تتبع علاقة الكتلة.


النمذجة الديناميكية للمجرات ذات المكونات المضادة للدوران باستخدام طريقة Schwarzschild - علم الفلك

يكشف التحلل الديناميكي للمجرات عن الحياة المضطربة للأقراص

إن حركات النجوم في المجرات هي نتيجة عمليات تكوينها ، والتطور الديناميكي الداخلي للمجرات ، وحلقات التراكم والاندماج التي قد تتعرض لها المجرات طوال حياتها. ومن ثم فإن تحليل كيفية دوران النجوم في مواقع مختلفة وبأعمار مختلفة أو تراكيب كيميائية في مدار داخل المجرات يوفر معلومات لا تقدر بثمن لفهم كيفية تشكل المجرات وتطورها. ومع ذلك ، فإن هذه المهمة صعبة للغاية وتتطلب أدوات متقدمة وتقنيات مراقبة لرسم خريطة حركية وخصائص النجوم ، وطرق تحليل معقدة تمامًا لنمذجة الحالة الفيزيائية وتطور الأنظمة.

خطت مجموعة من العلماء ، بقيادة لينغ جو من معهد ماكس بلانك لعلم الفلك في هايدلبرغ ومن بينهم ستيفانو زيبيتي من مرصد INAF-Arcetri للفيزياء الفلكية ، خطوة كبيرة في هذا الاتجاه مع النتائج المقدمة في ورقة نُشرت في الأول من يناير ، 2018 في Nature Astronomy ، "توزيع المدار النجمي في المجرات الحالية المستنتج من مسح CALIFA" (متاح هنا أيضًا). لقد حللوا التوزيع الإحصائي لمدارات النجوم لأول مرة في عينة تمثيلية من المجرات الحالية. استغل الفريق ثروة البيانات الطيفية للمجال المتكامل (أي التحليل الطيفي المكاني) التي تم جمعها بواسطة مسح CALIFA (Calar Alto Legacy Integral Field Area) للحصول على خرائط حركية مفصلة لـ 300 مجرة. تم نمذجة الملاحظات باستخدام طريقة Schwarzschild المدارية-التراكب لتحليل التجمعات النجمية لكل مجرة ​​إلى ثلاث مجموعات مختلفة من المدارات: مدارات "باردة" ، تمثل الحركات الدائرية المرتبة للنجوم في مدارات الأقراص المجرية "الساخنة" ، وهي خاصية مميزة للحركات الفوضوية تحدث في مكونات كروية ، مثل الانتفاخات والهالات المدارات "الدافئة" ، مع مكون دوراني مهم ، ولكن مع حركات عشوائية غير مهملة ، نموذجية للأقراص السميكة و "الانتفاخات الزائفة" (انظر الشكل 1).

الشكل 1: نماذج المدارات النجمية (يسار) مطابقة للصور والخرائط المرصودة للسرعة النجمية وتشتت السرعة المقاسة من أطياف CALIFA (المثال الصحيح للمجرة NGC001 في العينة). الائتمان: Instituto de Astrofisica de Andalucia (IAA-CSIC). مقتبس من الشكل 1 من Zhu et al ، 2018.

يعد التوزيع الإحصائي للنجوم في هذه المجموعات المدارية الثلاث ، كدالة لخصائص المجرة ، معيارًا رئيسيًا وسيكون ذا أهمية أساسية لتقييد نماذج تطور المجرات ومحاكاة الكون (انظر الشكل 2). ومن المثير للاهتمام أن هذه الدراسة وجدت أنه لا توجد مجرة ​​تسيطر عليها بشكل كامل حركات دائرية مرتبة. حتى تلك المجرات التي يبدو أن قرصًا رفيعًا يهيمن عليها هيكليًا ، تمتلك في الواقع غالبية النجوم في المدارات الدافئة وجزءًا صغيرًا في المدارات الساخنة. يدعم هذا الفكرة القائلة بأنه على الرغم من أن النجوم تولد بشكل أساسي في أقراص رقيقة تدور تمامًا ، فإن ما يسمى بـ "التطور العلماني" الديناميكي مدفوعًا بعدم الاستقرار (الأذرع الحلزونية ، والأعمدة) والتفاعلات البسيطة مع المجرات الخارجية يلعب دورًا رئيسيًا في إعادة تشكيل التوزيع المداري النجوم وفي "تسخين" أقراص المجرة.


مناصب ما بعد الدكتوراه والدكتوراه

تقبل MPIA بشكل منتظم طلبات الحصول على عدد من الوظائف في قسم المجرات وعلم الكونيات ، بما في ذلك المناصب في مجموعتنا. يرجى الاطلاع على هذا الموقع للحصول على Postdoc وهذا الموقع للحصول على وظائف الدكتوراه ولمزيد من المعلومات حول كيفية التقديم.

طلاب الماجستير والبكالوريوس

تعد الجوانب المختلفة للمشاريع البحثية أدناه ، والبحث في مجموعتنا بشكل عام ، مناسبة تمامًا للحصول على درجة البكالوريوس أو الماجستير في علم الفلك أو الفيزياء أو علوم الكمبيوتر.

اتبع الروابط للحصول على وصف موجز لكل مشروع ، ولكن يرجى الاتصال بأي عضو في المجموعة أو إرسال بريد إلكتروني إلى & # 100 & # 121 & # 110 & # 97 & # 109 & # 105 & # 99 & # 115 & # 64 & # 109 & # 112 & # 105 & # 97 & # 46 & # 100 & # 101 لمزيد من المعلومات والمشاريع والموضوعات الأخرى المتعلقة بالبحث في مجموعتنا.

المشاريع

* * * * * * * * * * * العدسة وديناميكيات العدسة وديناميكيات العدسة الجاذبية هي انحراف الضوء من مصادر بعيدة بواسطة مجالات الجاذبية للأجسام المتداخلة ، في حين أن الحركية هي حركات النجوم أو الغاز في إمكانات الجاذبية شيء. هذا يعني أن كلا المتتبعين المضيئين حساسان لتوزيع الكتلة الكلي ، بما في ذلك المادة المظلمة المحتملة ، والتي يمكن استعادتها بعد طرح المادة المضيئة.

The main goal of the project is to arrive an efficient method to fit lens and dynamical models -- individually as well as combined -- to the upcoming abundant gravitational lensing and kinematic data-sets. The method will enable robust and unbiased measurements of the total (including dark) matter density in galaxies at different redshifts, which in turn will provide important constraints on galaxy formation as well as cosmological models. Shape of dark matter halos Shape of dark matter halos The concordance cold dark matter cosmological model predicts that galaxies are embedded in extended dark matter halos with a close to universal density distribution. While many studies have focused on the radial profile and in particular the predicted inner cusp, very few have considered the predicted triaxial shape of the dark matter density. Although dark matter itself is invisible, its mass affects the kinematics of luminous tracers in particular, the triaxial shape is expected to cause non-circular motions in the observed gas velocity fields.

The main goal of this project is to investigate these effects of triaxiality and use non-circular motions observed in gas velocity fields of galaxies to constrain the shape of their dark matter halo. Made-to-measure N-body method Made-to-measure N-body method The made-to-measure N-body method (hereafter M2M) introduced by Syer & Tremaine (1996) is closely related to Schwarzschild's orbit-superposition approach. Whereas in Schwarzschild's approach orbits are first integrated and then superimposed, in the M2M method these two steps are merged: trajectories are integrated and then particle weights adapted at the same time until some constraints are satisfied, such as an optimal fit to observational data. The advantage of the M2M method is that not only the particle weights can be adjusted, but also the particle distribution as a whole might evolve. This enables one to investigate stability and to efficiently adapt mass distributions which can be asymmetric and contain rotating components.

The main goal of the project is to complement our orbit-based modeling tools with the M2M particle-based method, and use the additional flexibility to also investigate galaxies such as the Milky Way with a rotating bar and a warped outer disk. Stars around black holes Stars around black holes Since all large galaxies are believed to contain a central black hole (BH), these BHs are expected to undergo merging along with the galaxies themselves. Dynamical modeling tools such as our triaxial implementation of Schwarzschild's orbit superposition method, not only allows the measurement of the mass of such (merged) BHs, but also of the surrounding orbital structure. Aside from the large galaxies, we can also fit such dynamical models to kinematic measurements in dwarf galaxies and even globular clusters to establish whether they also contain a central (intermediate-mass) BH.

The main goal of this project is to use these studies to help understand the important scaling relation between BH masses and the host galaxy properties, from the high-mass to low-mass end. Feeding the centers of galaxies Feeding the centers of galaxies A still open question is how the gas, that is needed to feed a central black hole and create an active galactic nucleus (AGN), is brought in from larger scales. Whereas bars are able to efficiently transport gas from the outer parts of a galaxy inward, the gas typically stalls at a radius well outside the inner hundred parsec. However, the continued dynamical friction may induce non-axisymmetric perturbations, such as nuclear spirals, along which the gas can move further inward. Unfortunately, the resulting deviations in the gas density are typically to weak for direct imaging and the obscuration due to assumed associated dust often leads to unclear or even missed detections. At the same time, the perturbations induce significant non-circular motions in the gas, so that velocity fields provide a cleaner way to detect the perturbations and even constrain the gas inflow velocity.

The main goal of the project is to use gas velocity fields of (spiral) galaxies to quantify mass inflow rate from larger scales down to the central black hole. Close encounters in dense environments Close encounters in dense environments Shocks are present wherever matter is accelerated past the sound speed of the medium they are propagating through. A class of astrophysical shocks that is relatively simple to interpret are the so-called "Balmer-dominated shocks traditionally observed as limb-brightened optical fillaments around historical supernova remnants. The are characterized by strong hydrogen emission lines with a narrow (

1000 km/s) component. By measuring the broad-line width and broad-to-narrow line intensity, we can constrain the shock velocity and electron-to-proton temperature immediately behind the shock front. Next, combining these measurements with the sometimes coincident non-thermal (X-ray and radio) emission observed, provides a rare opportunity to study cosmic ray accelaration in partially-neutral media. Moreover, we can constrain the geometry of the ambient magnetic field by measuring non-Gaussian components in the broad line caused by pick-up protons. Clearly, these measurements require high-quality spectroscopy of the narrow and curved shock fronts which moreover might overlap each other in projection along the line-of-sight.

The main goal of the project is to use the unqiue capability of high-spatial resolution intergral-field spectrographs to accurately trace and isolate shocks, allowing a careful analysis of shocks and their ambient medium.


شاهد الفيديو: what is galaxy? How many galaxies are there? ما هي المجرة. كم عدد المجرات هناك (أغسطس 2022).