Astronomía

¿Son las metalicidades de las nubes moleculares más bajas en las afueras de la galaxia?

¿Son las metalicidades de las nubes moleculares más bajas en las afueras de la galaxia?


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(Esta pregunta fue publicada originalmente en una respuesta del usuario PSR-1937-21 a otra publicación. Me parece interesante, pero como parece que ya no están activas, la estoy publicando para ver si alguien conoce el respuesta.)

Por cómo se distribuye habitualmente la masa, parece razonable que la metalicidad sea menor en las afueras de la galaxia. Si la metalicidad es menor, ¿eso permitiría que se formaran estrellas más grandes? (ver, por ejemplo, "¿Por qué es importante la metalicidad en la muerte de las estrellas?"). ¿Quizás hay una masa de Jeans más grande debido a nubes más cálidas, el resultado de una radiación menos eficiente de energía térmica?


Cúmulos de estrellas globulares de baja metalicidad desafían los modelos de formación

En las afueras de la cercana galaxia de Andrómeda, los investigadores han descubierto inesperadamente un cúmulo globular (GC), una congregación masiva de estrellas reliquia, con una abundancia muy baja de elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio (conocido como su metalicidad), según un nuevo estudio. El GC, designado RBC EXT8, tiene una abundancia 800 veces menor de estos elementos que el Sol, por debajo de un límite previamente observado, desafiando la noción de que los GC masivos no podrían haberse formado con metalicidades tan bajas. Los GC son colecciones densas, unidas por gravedad de miles a millones de estrellas antiguas que orbitan en los márgenes de grandes galaxias, muchas de las cuales se formaron al principio de la historia del Universo. Debido a que contienen algunas de las estrellas más antiguas de una galaxia, los GC proporcionan a los astrónomos un registro de la formación y evolución de las primeras galaxias. Los GC más pobres en metales tienen abundancias aproximadamente 300 veces más bajas que el Sol y no se conocían GC con metalicidades por debajo de ese valor. Se pensó que esto indicaba un límite al contenido de metal, un piso de metalicidad, que se requería para la formación de GC. Se han propuesto varios mecanismos para explicar este límite. S & # 248ren Larsen y sus colegas informan del descubrimiento de un GC extremadamente deficiente en metales en la galaxia de Andrómeda. El análisis espectral de RBC EXT8 muestra que su metalicidad es casi tres veces menor que la mayoría de los grupos pobres en metales conocidos anteriormente, desafiando la necesidad de un piso de metalicidad. "Nuestro hallazgo muestra que se podrían formar cúmulos globulares masivos en el Universo temprano a partir de gas que solo había recibido una pequeña 'rociada' de elementos distintos del hidrógeno y el helio. Esto es sorprendente porque se pensaba que este tipo de gas prístino estaba asociado con proto -los bloques de construcción galácticos son demasiado pequeños para formar cúmulos de estrellas tan masivos ”, dijo Larsen.

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¿Son las metalicidades de las nubes moleculares más bajas en las afueras de la galaxia? - Astronomía

El descubrimiento de objetos extragalácticos con una abundancia de elementos pesados ​​muy baja fue realizado por Searle y Sargent (1972), quienes informaron sobre las propiedades de dos galaxias intrigantes, IZw18 y IIZw40. Enfatizaron que podrían ser galaxias genuinamente jóvenes en proceso de formación, debido a su escasa abundancia extrema de metales, más de 10 veces menor que la solar, e incluso más extrema que la de las regiones H II que se encuentran en las afueras de las galaxias espirales. En el momento de este descubrimiento, la sabiduría general de que la mayoría de las galaxias (en particular las elípticas) se habían formado en un período corto durante un tiempo de caída libre dinámica de unos 10 7 años (Eggen et al. 1962) comenzó a ser cuestionada (por ejemplo, Searle y Zinn 1978). También es durante los años 70 cuando se construyeron los primeros modelos jerárquicos de formación de galaxias (Press y Schecter 1974). Debido a que las galaxias enanas se condensan a partir de perturbaciones más pequeñas que las gigantes, los modelos de materia fría y oscura (CDM) predicen que todavía podrían estar formándose galaxias de baja masa en la época actual. El descubrimiento de Searle y Sargent (1972) ha sido un golpe impresionante, ya que una de estas dos galaxias (IZw18) todavía se encuentra en el libro de registros, como explicaremos más adelante. Estos dos objetos dieron lugar a muchas búsquedas sistemáticas de más objetos en una búsqueda de galaxias jóvenes genuinas locales o `` galaxias no evolucionadas '', dependiendo de los puntos de vista alternativos de que algunas galaxias podrían quedar atrapadas en el proceso de formación o que simplemente eran las resultado de una evolución muy leve a lo largo del tiempo del Hubble. Estas galaxias tenían la ventaja de ser ricas en gas, con espectros dominados por fuertes líneas de emisión (ver Fig. 6) que favorecían su detección. Se han empleado muchas técnicas para encontrarlos, a veces a grandes distancias a pesar de su baja luminosidad intrínseca.

Las últimas casi tres décadas han aportado una gran cantidad de datos de numerosos estudios sobre galaxias enanas, incluida información sobre su composición química. Quedó claro que las galaxias `` pobres en metales '' serían análogas a las de `` baja masa '' (Lequeux et al.1979). Por esta razón, nuestra revisión se centrará principalmente en las galaxias enanas, pero abordaremos la cuestión de la existencia de protogalaxias grandes y masivas, esencialmente desprovistas de metales, con un gran corrimiento al rojo en la última sección. Las galaxias enanas no solo son interesantes para comprender el proceso de formación de galaxias. Para las ricas en gas con formación de estrellas activa, una motivación para estudiarlas ha sido la esperanza de comprender mejor los procesos de formación de estrellas masivas en gas de baja metalicidad. El hecho de que sean enanos significa que las ondas espirales no pueden sostenerse. Resultan ser casos de prueba para modelos químicos evolutivos y ofrecen la posibilidad de acercarse a la abundancia de helio primordial con un mínimo de extrapolación a las condiciones tempranas. Muchas galaxias de diferentes tipos pueden identificarse como pobres en metales y es una pregunta interesante descubrir las conexiones que las unen. Finalmente, muchos estudios nuevos se concentran en el impacto de la formación de estrellas masivas en el ISM en objetos enanos que estallan en estrellas, que a su vez pueden conducir a restringir la tasa de supernovas, IMF, la dependencia del metal de los vientos en Wolf-Rayet (WR ) estrellas, etc. De hecho, hay muchas cuestiones en astronomía en las que es esencial comprender las galaxias enanas (en formación activa de estrellas o no).

De hecho, en este momento es necesaria una definición de lo que es una galaxia pobre en metales. Para definir la metalicidad (Z, es decir, la abundancia relativa de elementos distintos del hidrógeno y el helio) de una galaxia requiere algunas palabras de precaución porque en una galaxia dada, dependiendo de dónde se mire, esta cantidad puede variar sustancialmente. Por ejemplo, en nuestra galaxia, el bulto, la vecindad solar y el halo difieren en metalicidad. Las estrellas de halo más pobres en metales tienen abundancia de elementos pesados ​​de 10 a 4 veces la del Sol (Cayrel 1996) mientras que las estrellas en el centro galáctico pueden ser tres veces más ricas en metales que el Sol. Por otro lado, los grandes complejos ionizados en el ISM muestran un rango más estrecho hasta solo 1/10 del valor solar. Así, la metalicidad depende de lo que se mire: estrellas o gas, y si se considera el gas, ¿qué fase: atómica neutra, molecular o ionizada? Además, se encuentra que la metalicidad de las estrellas depende de su edad, y depende de qué elementos se investigan, el hecho de que una estrella o nebulosa sea deficiente en un determinado elemento no significa automáticamente que la abundancia química general sea baja.

Por lo tanto, uno debe tener cuidado al definir qué significa la metalicidad para una galaxia dada antes de comparar observaciones y buscar tendencias. Otra complicación se deriva de las diferentes técnicas que se utilizan para determinar las abundancias químicas. La metalicidad de las esferoidales enanas del grupo local (dSph) se ha investigado en gran medida mediante la fotometría de sus poblaciones estelares resueltas, que están dominadas por estrellas viejas, y se ha descubierto que son pobres en metales, según la medición de [Fe / H]. En general, las galaxias dSph contienen poco o ningún gas y no contienen regiones H II. Las galaxias enanas irregulares (dI), por otro lado, generalmente tienen mucho gas y formación estelar en curso, como lo demuestra la presencia de regiones H II. Es relativamente fácil derivar las metalicidades, especialmente el oxígeno (O) del gas ionizado en las regiones H II, lo que explica por qué la mayoría de las investigaciones se basan en tales. Por lo tanto, la `` metalicidad '' de dSphs y dIs mide cantidades que no son directamente comparables. Algunas galaxias no tienen regiones H II y tienen un brillo superficial muy bajo, y el único método espectroscópico disponible hasta ahora ha sido estudiar estrellas brillantes individuales que están al alcance únicamente en galaxias cercanas. En galaxias más distantes, las estrellas individuales no son observables y la metalicidad debe inferirse de los espectros de líneas de absorción de una población estelar integrada (no necesariamente homogénea en edad o composición) o de las líneas de emisión nebular, si las hay. Nuevamente, los diferentes métodos en general miden diferentes elementos.

Entonces, ¿qué definiciones útiles de `` metalicidad '' tenemos a mano? La posibilidad de utilizar la metalicidad de las regiones H II tiene la ventaja de proporcionar una metalicidad `` actualizada '', mientras que las estrellas reflejan la metalicidad de la nube de donde nacieron, quizás hace un tiempo del Hubble. Las abundancias nebulares muestran grandes variaciones de abundancia espacial y gradientes en algunas galaxias, p. Ej. galaxias espirales gigantes, como la Vía Láctea. Aunque podría esperarse una abundancia no homogénea mensurable, la mayoría de las galaxias enanas parecen bastante bien mezcladas. Un posible problema con las regiones H II pobres en metales es la autocontaminación de metales frescos por los vientos de estrellas masivas jóvenes, por lo que la abundancia inferida de las líneas de emisión nebular puede no ser representativa de la del ISM local (Kunth & Sargent 1986) . Por otro lado, la metalicidad de las estrellas en una galaxia depende de qué población estelar se estudie. Por lo tanto, no es sorprendente, en particular para las galaxias que han experimentado una formación continua de estrellas, que las estrellas tengan diferentes abundancias. Los espectros integrados de galaxias proporcionan un promedio ponderado por luminosidad de la metalicidad. Esta metalicidad promedio cambiará con el tiempo debido a la evolución fotométrica de la población estelar, incluso si no se forman nuevas estrellas.

Un buen indicador de metalicidad bien definido sería la fracción de materia bariónica (presumiblemente con una composición inicialmente primordial) que se ha convertido en elementos más pesados ​​por medio de la nucleosíntesis estelar. Este material puede haber sido devuelto al ISM o aún puede estar encerrado en estrellas. Tal definición indicaría que nuestro principal interés va más allá de las abundancias de elementos en sí mismas por el hecho de que brindan información sobre la historia de una galaxia. Las abundancias relativas y las fracciones de masa de gas podrían revelar diferentes historias entre galaxias con las mismas metalicidades. Sin embargo, de la discusión anterior se desprende claramente que tal definición de metalicidad sigue siendo poco práctica, ya que no se puede medir directamente. Sin embargo, nos gustaría tener en cuenta esta definición ideal durante el resto de la discusión.

Ahora deseamos volver a la pregunta: ¿Qué es una galaxia pobre en metales? Suponiendo que varios trazadores dan una imagen plausible sobre la `` metalicidad ideal '', ahora podemos intentar comparar diferentes tipos de galaxias. Uno de los parámetros más fundamentales de una galaxia es, por supuesto, su masa. Esta masa, que puede consistir en estrellas, gas, polvo, materia oscura bariónica y no bariónica, es más difícil de medir que p. Ej. la luminosidad, pero en la primera aproximación, la masa y la luminosidad se correlacionan. Según su luminosidad y tamaño, las galaxias se pueden dividir en enanas y gigantes. Se ha encontrado que la metalicidad de una galaxia en el Universo local se correlaciona positivamente con su luminosidad (aunque con una gran dispersión), reflejando así también una correlación positiva con la masa. La razón de este comportamiento es un tema fundamental a comprender. Una explicación podría ser que las enanas evolucionan más lentamente debido a densidades de masa más pequeñas, lo que encaja de primer orden con la observación de que las enanas, excepto las elípticas / esferoidales enanas, son más ricas en gas que las gigantes. Otra posible explicación es que las enanas tienen un potencial gravitacional más débil, por lo que son más susceptibles al material suelto enriquecido con metales de los vientos impulsados ​​por supernovas. Desarrollaremos más sobre esto más adelante.

Una referencia natural para la abundancia de elementos y la relación entre ellos, podría ser el Sol. Por lo tanto, un punto de partida podría ser que `` pobre en metales '' significa cualquier cosa que tenga abundancias subsolares y viceversa para `` rico en metales '', lo que implica que básicamente todas las galaxias locales más débiles que nuestra Galaxia son pobres en metales. Se observa que las nubes de gas neutro con alto corrimiento al rojo, que pueden ser los componentes básicos de las galaxias actuales, tienen una metalicidad de hasta 0,001 Z . Por lo tanto, hay una amplia gama de metalicidad para explorar, y es significativo distinguir entre pobres en metales, muy pobres en metales y extremadamente pobres en metales. Dado que esta revisión se denomina `` las galaxias más pobres en metales '', es natural que nos centremos en las dos últimas subclases. ¿Qué vemos localmente? Entre dSph encontramos metalicidades que se extienden hasta 1/100 Z , mientras que LMC y SMC están aproximadamente a 1/3 Z y 1/8 Z respectivamente. Los irregulares enanos tienen abundancias subsolares, que van hasta 1/40 Z . Además, hay muchas galaxias compactas azules (BCG) en el rango de 1/10 a 1/50. Z , con, como mostraremos más adelante, IZw18 en el extremo.

Una definición más viable podría usar el enriquecimiento mínimo que uno predice para un solo evento de ráfaga, usando el modelo de caja cerrada de reciclaje instantáneo. Kunth y Sargent (1986) encontraron que tal incremento mínimo esperado de metalicidad en una región prístina H II sería mayor o igual que la metalicidad de IZw18. De manera similar, se encuentra que incluso convertir solo en el orden del dos por ciento del gas prístino en una galaxia en estrellas, da como resultado una metalicidad de 1/50. Z , es decir, la metalicidad de IZw18. Por supuesto, hay muchas incertidumbres en estos cálculos, pero pueden ser una guía útil. Otra guía, más práctica, es considerar la distribución O / H de las galaxias enanas formadoras de estrellas estudiadas durante los últimos 30 años. Esto muestra un pico alrededor de 1/10 Z y cae bruscamente por debajo de ese valor. Además, para la mayoría de los modelos: de vientos estelares, pistas evolutivas, estrellas WR, formación de estrellas, etc., se observa una dependencia crítica de la metalicidad alrededor de 1/10. Z . Es por eso que hemos adoptado a lo largo de esta revisión la hipótesis de trabajo de que las galaxias con metalicidad por debajo de 1/10 Z se considerará muy deficiente en metales. Por lo tanto, las galaxias como las nubes de Magallanes no serán nuestro principal interés en este artículo. Además, tal límite significa que esta revisión estará sesgada hacia las galaxias enanas. En particular, nos centraremos en las galaxias compactas azules (BCG). La razón se debe en parte a los efectos de selección: dado que las galaxias compactas azules tienen líneas de emisión brillantes y un alto brillo superficial, es bastante fácil descubrirlas y derivar su contenido metálico. Por lo tanto, existe una gran cantidad de datos de alta calidad sobre BCG, pero debemos tener en cuenta que las galaxias muy pobres en metales pueden ser tan comunes entre otros tipos de galaxias enanas.

Las metalicidades se pueden estudiar a grandes distancias en condiciones especiales. Las observaciones de QSO con alto corrimiento al rojo y radiogalaxias (por ejemplo, Dunlop et al. 1994), revelan la presencia de polvo y gas rico en metales, lo que sugiere que la nucleosíntesis estelar previa ya ha tenido lugar. Los sistemas de líneas de absorción de QSO de alto corrimiento al rojo muestran una amplia gama de metalicidades, desde una milésima solar hasta 1/3 solar. Por lo tanto, si bien la metalicidad promedio del Universo ciertamente debe haber aumentado desde las primeras épocas, la situación es más compleja que una simple imagen en la que un alto corrimiento al rojo significa pobre en metales y bajo corrimiento al rojo rico en metales. Los objetos con alta y baja metalicidad se encuentran en todos los corrimientos al rojo. Seguramente esperamos que los objetos que en el Universo local parezcan deficientes en metales sean aún más deficientes a un alto corrimiento al rojo, si pudiéramos observar sus precursores. Además, los antepasados ​​de la población local de galaxias ricas en metales, es decir, las espirales gigantes y elípticas, deberían haber comenzado con abundancias muy bajas a menos que se hayan acumulado gradualmente fusionando galaxias más pequeñas. Actualmente, tanto las imágenes teóricas como las observacionales, dicen que este último es un mecanismo importante. Las galaxias enanas, los supervivientes que forman la población local de galaxias pobres en metales, pueden ser los principales bloques de construcción del Universo a gran escala.

La estructura del resto del papel es la siguiente: En la Sección 2 discutimos cómo se miden las metalicidades y en la Sec. 3 los mecanismos físicos que controlan la metalicidad de una galaxia. En la Sección 4 revisamos la física de las galaxias pobres en metales en el Universo local, mientras que en la Secta. 5 pasando a algunos objetos clave como IZw18. En la Secta. 6 discutimos las técnicas de levantamiento y la distribución en el espacio y la luminosidad de las galaxias pobres en metales. En la Secta. 7 examinamos las tendencias observadas en la población de galaxias pobres en metales y varios posibles vínculos evolutivos. En la Secta. 8 nos centramos en la cosmología y el Universo de alto corrimiento al rojo, y en la Secta. 9 concluimos.


Monstruosa nube de gas cósmica preparada para encender la Vía Láctea

Cuando pensamos en nuestra galaxia, la mayoría de la gente piensa en las estrellas en el cielo, los grandes brazos espirales, el plano en forma de disco de nuestra Vía Láctea lleno de polvo y el bulto en el centro galáctico. Todo esto se combina para formar nuestro hogar común y corriente, con unos 400 mil millones de estrellas no tan diferentes de la nuestra. Y nuestra Vía Láctea, visible desde cualquier lugar de la Tierra durante una noche oscura y sin luna, es solo una de los cientos de miles de millones de galaxias similares a ella en nuestro Universo.

Sin embargo, este no es solo nuestro, sino que contiene mucho más de lo que podemos ver. En particular, la galaxia tiene un enorme halo más allá del disco. Tampoco solo está lleno de materia oscura, sino de varias encarnaciones de materia normal, que incluyen más de cien cúmulos globulares (colecciones de cientos de miles de estrellas, todas unidas en unas pocas decenas de años luz) y ... muy importante: gigantescas nubes de gas molecular, que se mueven a altas velocidades por las afueras de nuestra galaxia. Estas nubes pueden colapsar y formar estrellas, pueden atravesar el plano de nuestra galaxia y desencadenar nuevos episodios de formación estelar, o pueden interactuar gravitacionalmente con otras masas, que incluyen:

  • la caída de galaxias enanas o escombros de marea,
  • cúmulos globulares,
  • otras nubes moleculares,

Las interacciones gravitacionales son particularmente interesantes, porque siempre que hay tres cuerpos interactuando, dos a menudo se unen más estrechamente mientras que el tercero recibe una "patada", potencialmente expulsándolo. Así es como usamos los planetas para ayudar a las naves espaciales en su viaje hacia el Sistema Solar exterior, y el mismo principio puede permitir que las nubes de gas sean expulsadas de nuestra propia galaxia. En un caso muy particular y peculiar, sin embargo, una nube de gas en nuestra propia galaxia casi fue expulsado, pero no del todo.

Hay cientos de nubes de gas de alta velocidad que se mueven a cientos de km / sa través de las afueras de nuestra galaxia, principalmente en órbitas estables que las mantienen fuera del plano galáctico. Por lo general, tienen una forma irregular, tienen miles de años luz de diámetro y contienen muchos millones de veces la masa de nuestro Sol. Sin embargo, una de esas nubes, conocida como la "Nube de Smith" (arriba), es muy diferente de todas las demás. Es mucho más distante, y se mueve hacia nosotros increíblemente rápido: a unos 310 km / s, o alrededor de 700.000 millas por hora. Y cuando digo que se está moviendo hacia nosotros, se proyecta que colisionará a velocidades extremas con el disco de nuestra galaxia en unos 30 millones de años: mucho tiempo para un humano, pero muy poco tiempo para nuestra galaxia. (A modo de comparación, nuestro Sol tarda unos 200 millones de años en completar una sola órbita alrededor de nuestro centro galáctico). Así es como descubrimos esto.

Usamos mediciones de abundancia química (niveles de enriquecimiento de elementos pesados) y cálculos orbitales para concluir que tiene un origen galáctico. Los datos del Hubble muestran que la Nube Smith está enriquecida en azufre a niveles similares a los de la Vía Láctea. Si viniera de fuera de la Galaxia, tendría niveles mucho más bajos de enriquecimiento de azufre.

Además, Fox pudo usar la dinámica orbital de la nube, gracias a los datos del Hubble, para concluir que esta nube provenía de nuestra propia galaxia, fue "pateada" de alguna manera para casi escapar (pero no del todo), y ahora se lanza bajo la influencia de la gravedad hacia el disco de nuestra Vía Láctea.

"[L] a órbita de la Nube se remonta al disco galáctico hace unos 70 millones de años", continuó Fox. En 30 millones de años, la nube chocará con el plano galáctico, desencadenando un increíble evento de formación estelar. La cantidad de gas presente en esta nube, de más de 11.000 años luz de ancho, debería dispararse durante dos millones nuevas estrellas en nuestra galaxia. ¿Qué causa que una nube molecular haga esto? Fox no está seguro:

Sin embargo, el origen de la alta velocidad de la nube es ciertamente un tema de debate. Potencialmente, podría ser un halo de materia oscura que pasó a través del disco galáctico, acumuló gas y continuó su viaje.

No importa cuál sea la respuesta, este es uno de los descubrimientos más interesantes que hemos hecho hasta ahora sobre el espacio, y no solo está en nuestro propio patio trasero, sino que se volverá mucho más interesante en nuestro corto plazo. futuro cósmico.


Las grandes galaxias roban el gas de formación de estrellas de sus vecinas más pequeñas

Impresión de un artista que muestra el efecto creciente de la extracción por presión de ariete para eliminar el gas de las galaxias, enviándolas a una muerte prematura. Crédito: ICRAR, NASA, ESA, el Hubble Heritage Team (STScI / AURA)

Se sabe que las grandes galaxias eliminan el gas que ocupa el espacio entre las estrellas de las galaxias satélites más pequeñas.

En una investigación publicada hoy, los astrónomos han descubierto que estas pequeñas galaxias satélites también contienen menos gas "molecular" en sus centros.

El gas molecular se encuentra en nubes gigantes en el centro de las galaxias y es el material de construcción de nuevas estrellas. Por lo tanto, las grandes galaxias están robando el material que sus contrapartes más pequeñas necesitan para formar nuevas estrellas.

El autor principal, el Dr. Adam Stevens, es un astrofísico de la UWA que trabaja para el Centro Internacional de Investigación en Radioastronomía (ICRAR) y está afiliado al Centro de Excelencia ARC en Astrofísica del Cielo en 3 Dimensiones (ASTRO 3-D).

El Dr. Stevens dijo que el estudio proporciona nueva evidencia sistemática de que las galaxias pequeñas en todas partes pierden algo de su gas molecular cuando se acercan a una galaxia más grande y su halo de gas caliente circundante.

"El gas es el elemento vital de una galaxia", dijo.

“Continuar adquiriendo gas es la forma en que las galaxias crecen y forman estrellas. Sin él, las galaxias se estancan.

“Sabemos desde hace mucho tiempo que las grandes galaxias extraen gas 'atómico' de las afueras de las galaxias pequeñas.

"Pero, hasta ahora, no se había probado con gas molecular con el mismo detalle".

Dos ángulos de visión de una galaxia sometida a extracción por presión de ariete en la simulación IllustrisTNG. Cada columna muestra materia de una forma diferente en la galaxia y sus alrededores inmediatos. De izquierda a derecha: (1) gas atómico (2) gas molecular (3) todo gas (4) estrellas y (5) materia oscura. Crédito: Adam Stevens / ICRAR

La astrónoma de ICRAR-UWA, profesora asociada Barbara Catinella, dijo que las galaxias no suelen vivir aisladas.

"La mayoría de las galaxias tienen amigos", dice.

“Y cuando una galaxia se mueve a través del medio intergaláctico caliente o del halo de la galaxia, parte del gas frío de la galaxia se elimina.

"Este proceso de acción rápida se conoce como extracción por presión de ariete".

La investigación fue una colaboración global en la que participaron científicos de la Universidad de Maryland, el Instituto Max Planck de Astronomía, la Universidad de Heidelberg, el Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica, la Universidad de Bolonia y el Instituto Tecnológico de Massachusetts.

El gas molecular es muy difícil de detectar directamente.

El equipo de investigación tomó una simulación cosmológica de última generación e hizo predicciones directas de la cantidad de gas atómico y molecular que debería observarse mediante estudios específicos en el telescopio de Arecibo en Puerto Rico y el telescopio IRAM de 30 metros en España.

Luego tomaron las observaciones reales de los telescopios y las compararon con sus predicciones originales.

Los dos eran notablemente cercanos.

La profesora asociada Catinella, quien dirigió el estudio de Arecibo sobre gas atómico, dice que el telescopio IRAM de 30 metros observó el gas molecular en más de 500 galaxias.

"Estas son las observaciones más profundas y la muestra más grande de gas atómico y molecular en el Universo local", dice.

"Por eso fue la mejor muestra para hacer este análisis".

El hallazgo del equipo encaja con evidencia previa que sugiere que las galaxias satélite tienen tasas de formación de estrellas más bajas.

El Dr. Stevens dijo que el gas extraído inicialmente ingresa al espacio alrededor de la galaxia más grande.

"Eso puede terminar eventualmente lloviendo sobre la galaxia más grande, o podría terminar simplemente quedándose en sus alrededores", dijo.

Pero en la mayoría de los casos, la pequeña galaxia está condenada a fusionarse con la más grande de todos modos.

"A menudo, sólo sobreviven de uno a dos mil millones de años y luego terminarán fusionándose con el central", dijo el Dr. Stevens.

"Por lo tanto, afecta la cantidad de gas que tienen en el momento de fusionarse, lo que también afectará la evolución del gran sistema".

"Una vez que las galaxias crecen lo suficiente, comienzan a depender de obtener más materia del canibalismo de galaxias más pequeñas".


'Warm Neptune' tiene una atmósfera inesperadamente primitiva

Un estudio que combina observaciones de los telescopios espaciales Hubble y Spitzer de la NASA revela que el distante planeta HAT-P-26b tiene una atmósfera primitiva compuesta casi en su totalidad por hidrógeno y helio.

Un estudio que combina observaciones de los telescopios espaciales Hubble y Spitzer de la NASA y # x27 revela que el distante planeta HAT-P-26b tiene una atmósfera primitiva compuesta casi en su totalidad por hidrógeno y helio. Ubicado a unos 437 años luz de distancia, HAT-P-26b orbita una estrella aproximadamente dos veces más vieja que el sol.

El análisis es uno de los estudios más detallados hasta la fecha de un "Neptuno cálido", o un planeta del tamaño de Neptuno y cercano a su estrella. Los investigadores determinaron que la atmósfera de HAT-P-26b & # x27s está relativamente libre de nubes y tiene una fuerte firma de agua, aunque el planeta no es un mundo de agua. Esta es la mejor medida de agua hasta la fecha en un exoplaneta de este tamaño.

El descubrimiento de una atmósfera con esta composición en este exoplaneta tiene implicaciones sobre cómo los científicos piensan sobre el nacimiento y desarrollo de los sistemas planetarios. En comparación con Neptuno y Urano, los planetas de nuestro sistema solar con aproximadamente la misma masa, HAT-P-26b probablemente se formó más cerca de su estrella anfitriona o más tarde en el desarrollo de su sistema planetario, o ambos.

"Los astrónomos apenas han comenzado a investigar las atmósferas de estos planetas distantes de masa de Neptuno, y casi de inmediato, encontramos un ejemplo que va en contra de la tendencia en nuestro sistema solar", dijo Hannah Wakeford, investigadora postdoctoral en el vuelo espacial Goddard de la NASA. Center en Greenbelt, Maryland, y autor principal del estudio publicado en la edición del 12 de mayo de 2017 de Science. "Este tipo de resultado inesperado es la razón por la que me encanta explorar las atmósferas de los planetas alienígenas".

Para estudiar la atmósfera de HAT-P-26b & # x27s, los investigadores utilizaron datos de tránsitos, ocasiones en las que el planeta pasaba frente a su estrella anfitriona. Durante un tránsito, una fracción de la luz de las estrellas se filtra a través de la atmósfera del planeta, que absorbe algunas longitudes de onda de luz pero no otras. Al observar cómo cambian las firmas de la luz de las estrellas como resultado de este filtrado, los investigadores pueden trabajar hacia atrás para averiguar la composición química de la atmósfera.

En este caso, el equipo reunió datos de cuatro tránsitos medidos por Hubble y dos vistos por Spitzer. Juntas, esas observaciones cubrieron una amplia gama de longitudes de onda desde la luz amarilla hasta la región del infrarrojo cercano.

"Tener tanta información sobre un Neptuno cálido todavía es raro, por lo que analizar estos conjuntos de datos simultáneamente es un logro en sí mismo", dijo la coautora Tiffany Kataria del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en Pasadena, California.

Debido a que el estudio proporcionó una medición precisa del agua, los investigadores pudieron usar la firma del agua para estimar la metalicidad de HAT-P-26b & # x27s. Los astrónomos calculan la metalicidad, una indicación de cuán rico es el planeta en todos los elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio, porque les da pistas sobre cómo se formó un planeta.

Para comparar los planetas por su metalicidad, los científicos usan el sol como punto de referencia, casi como describir cuánta cafeína tienen las bebidas comparándolas con una taza de café. Júpiter tiene una metalicidad de 2 a 5 veces mayor que la del sol. Para Saturno, es aproximadamente 10 veces más grande que el sol. Estos valores relativamente bajos significan que los dos gigantes gaseosos están compuestos casi en su totalidad por hidrógeno y helio.

Los gigantes de hielo Neptuno y Urano son más pequeños que los gigantes gaseosos pero más ricos en los elementos más pesados, con una metalicidad de aproximadamente 100 veces la del sol. Entonces, para los cuatro planetas exteriores de nuestro sistema solar, la tendencia es que la metalicidad sea menor para los planetas más grandes.

Los científicos creen que esto sucedió porque, a medida que el sistema solar tomaba forma, Neptuno y Urano se formaron en una región hacia las afueras del enorme disco de polvo, gas y escombros que se arremolinaba alrededor del sol inmaduro. Resumiendo el complicado proceso de formación planetaria en pocas palabras: Neptuno y Urano habrían sido bombardeados con una gran cantidad de escombros helados que eran ricos en elementos más pesados. Júpiter y Saturno, que se formaron en una parte más cálida del disco, habrían encontrado menos escombros helados.

Dos planetas más allá de nuestro sistema solar también encajan en esta tendencia. Uno es el planeta de masa de Neptuno HAT-P-11b. El otro es WASP-43b, un gigante gaseoso dos veces más masivo que Júpiter.

Pero Wakeford y sus colegas descubrieron que HAT-P-26b se opone a la tendencia. Determinaron que su metalicidad es solo alrededor de 4.8 veces la del sol, mucho más cerca del valor de Júpiter que de Neptuno.

"Este análisis muestra que hay mucha más diversidad en las atmósferas de estos exoplanetas de lo que esperábamos, lo que nos da una idea de cómo los planetas pueden formarse y evolucionar de manera diferente a nuestro sistema solar", dijo David K. Sing, de la Universidad de Exeter. y el segundo autor del artículo. "Yo diría que ese ha sido un tema en los estudios de exoplanetas: los investigadores siguen encontrando una diversidad sorprendente".

JPL administra el Telescopio Espacial Spitzer para la Dirección de Misiones Científicas de la NASA y # x27s, Washington. Las operaciones científicas se llevan a cabo en el Centro de Ciencias Spitzer en Caltech en Pasadena. Las operaciones de la nave espacial se basan en Lockheed Martin Space Systems Company, Littleton, Colorado. Los datos se archivan en el Archivo Científico de Infrarrojos ubicado en el Centro de Análisis y Procesamiento de Infrarrojos en Caltech. Caltech administra JPL para la NASA.

El telescopio espacial Hubble es un proyecto de cooperación internacional entre la NASA y la ESA (Agencia Espacial Europea). NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland, manages the telescope. The Space Telescope Science Institute (STScI) in Baltimore conducts Hubble science operations. STScI is operated for NASA by the Association of Universities for Research in Astronomy, Inc., in Washington.


A Distorted Galaxy And Its Cloaked Clouds of Gas

I find all galaxies to be beautiful, from huge, symmetric elliptical puffballs to glorious, grand design spirals.

But man, J082354.96 is seriously messed up. It’s still beautiful, though:

Guau. It’s quite the train wreck, and can definitely be labeled as “peculiar”. That’s an actual galaxy type, along with elliptical, disk (or spiral, like our Milky Way), and irregular. That last is for galaxies with no overall shape peculiars have a definite shape, just a weird one.

J08 is about 650 million light years away, and clearly has something going on to give it this weird, drawn out, and oddly pleasing curvy hooked shape. To any astronomer’s eye, it’s obviously undergone an interaction: a cosmic collision with or nearby pass of another galaxy. That will commonly elongate a galaxy like this, and even cause those curls at the ends. As two galaxies collide (and sometimes merge), the huge collective gravities of each stretch the other out like taffy, and an off-center collision can cause vast arcs of gas and stars to be drawn out.

Interestingly, it’s not clear to me where the other galaxy is that did this. It’s possible they merged completely, forming J08 as we see it now, disturbed and weird but probably beginning to settle down after the eons-long encounter. If they didn’t merge, though, it’s difficult to say what happened to the other galaxy just from examining this image alone. There are a couple of galaxies near J08 in the full picture, but without knowing their distance they could be located much closer or farther from Earth than J08 itself, completely unrelated to it.

This galaxy was observed by Hubble to find out what it looks like in ultraviolet light, as part of a study the structure of these galaxies. UV is strongly emitted by hot, massive, blue stars, which don’t live very long. As it happens, J08 is a starburst galaxy, cranking stars out at a high rate. A lot of those stars are the massive and hot kind, and they light up the gas and dust around them—these are strung out along the galaxy, which you can see as those blue regions in the Hubble picture. This is actually pretty typical after a big galaxy collision gas clouds collide, collapse, and form stars at a furious rate.

However, there’s more going on here. The UV light seen in the Hubble image above is pretty much emitted by stars and warm gas. But if you look farther into the ultraviolet, a new feature comes up, a very special color of UV strongly emitted by hydrogen gas. When you hit a hydrogen atom with enough energy, its sole electron will jump from one energy level to the next, like a person hopping up a step on a staircase. In this case, the electron jumps up from the bottom energy level to the next one up. After a time, it’ll plop back down and emit a UV photon at 121.6 nanometers wavelength (way outside what the human eye can see). This light is so special it has its own name: Lyman Alpha, or Lyα.

The astronomers studying J08 used the orbiting GALEX observatory to take a look at the Lyα being emitted in the galaxy. They processed the data to remove a lot of unwanted light interfering with the Lyα, and what they found is interesting:

In the upper image (a combination of several observations from Hubble and GALEX), red shows light from warm gas clouds, green from the massive stars, and the Lyα (normally invisible to the human eye) is colored blue. As you can see, quite a bit of Lyα appears to be coming from the outskirts of the galaxy. It’s coming from the interior as well, but that’s overwhelmed by the other light and hard to see here. The point is that the Lyα emission is además coming from parts of the galaxy well beyond where we see visible light being emitted. J08 is an extreme example (the galaxy itself is stretched out) but they found similar results in about a dozen other galaxies they looked at as well.

It turns out that many galaxies are surrounded by a thin halo of hydrogen gas, but it’s very hard to detect because it’s spread out. It doesn’t emit optical light we can see, and it’s too cold to emit UV light on its own. But those massive hot stars are sending out light at all colors of UV, including Lyα, and the gas on the outskirts absorbs and re-emits it, betraying its presence. That’s why we see Lyα coming from the outer parts of the galaxy. The actual mechanism occurring is more complicated than this—isn’t it always?—but that’s the basics of it. J08 and the others were chosen because they’re relatively nearby, and their structures could be picked out by Hubble. Once we understand how and where Lyα is emitted by them, we can use that to better understand more distant galaxies where we can’t see the structure directly.

This is important to know because Lyα is used to determine how many hot, massive stars are born in these kinds of galaxies. It also reveals the structures of these galaxies, including the location of gas that is otherwise invisible. It’s also used in other ways, like finding the distances to galaxies and vast gas clouds, and even what conditions were like in the early Universe. All that from a simple quirk in the simplest atom of them all.

I find it fascinating that the Universe is so accommodating to our inquisitive nature. It leaves clues everywhere about itself, and all you need to learn about it is a bit of math and physics, technology, and above all curiosity. With those features in combination, the entire cosmos can be revealed.


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Galaxias


The ultraluminous infrared galaxy Markarian 273, a major merger of two
gas-rich spiral galaxies Dave Sanders and Joshua Barnes are studying the multiwavelength properties of a complete sample of far-infrared selected galaxies in the local universe, as part of the Great Observatories All-Sky LIRGs Survey, in order to understand the origin and evolution of the most luminous infrared systems, with infrared luminosities 10&ndash1000 times the total bolometric lumi­nosity of our Milky Way.

These &ldquoluminous infrared galaxies&rdquo (LIRGs) appear to be triggered through mergers of massive gas-rich spiral galaxies, an event which leads to powerful starbursts and the growth of supermassive black holes. The end stages of the merger process lead to qua­sarlike luminosities, including the final stage marked by binary active galaxy nucleus. The eventual merger of the two supermassive black holes is accompanied by a massive &ldquoblow-out&rdquo phase, ex­pelling as much as several billion solar masses of gas and dust into the intergalactic medium, leaving a massive gas-poor elliptical as the merger remnant. This exotic process of galaxy transformation, although relatively rare in the local universe, is now believed to be one of the dominant processes of galactic evolution in the early universe, when the space density of LIRGs was

10,0000 times larger than observed locally, and coinciding with the peak epoch in the formation of quasars and superstarbursts.

  1. Interactions are correlated with high-IR luminosities and mergers with very high IR luminosities.
  2. Starbursts are the dominant underlying energy source in interacting galaxies.
  3. The starburst initial mass function is biased against high-mass stars.
  4. While optical and 2 µm spectroscopy showed no evidence for buried AGNs in a sample of 30 LIRGs, mid-IR spectroscopy revealed high excitation coronal lines in

Thus interactions and mergers trigger bursts of star for­mation with a &ldquobottom-heavy&rdquo initial mass function, and the starburst dominates the bolometric luminosity: the mergers are making elliptical galaxies.

Galaxy Collisions

Joshua Barnes uses norte-body methods to simulate galactic collisions and other aspects of galactic dynamics. One area of ongoing effort is improving existing techniques for force calculation, construction of initial conditions, and simulation including star formation and recycling of interstellar material. A second area of emphasis is developing accurate models of well-observed interacting galaxies. Ultimately, one objective of this research is to test dark-matter models and prescriptions for star formation by comparing detailed models of specific interacting galaxies with observations.

Computer-generated model of NGC 4676 overlaid on maps of the actual HI and stellar distributions

Chemical Abundances of Normal, Nearby Spiral Galaxies

Fabio Bresolin is studying the chemical abundances of yourg stars and HII regions in spiral galaxies. Among the most interesting results is the measurement of the metallicity of HII regions in outer spiral disks, where the star formation rate is about 2 orders of magnitude lower than in the inner, optically bright disks. The spectroscopic investigation of the faint nebulae in these &ldquoextended&rdquo disks has been carried out with 8 m class telescopes on Mauna Kea and in Chile.

For the four cases studied to date he has found that the metallicity of the outer disks, rather than following an exponential decline with distance from the center (as is typically found for the inner disks), flattens out to a virtually constant value. Moreover, the metallicity measured in the outer disks is rather high (about 1/3 solar), contrary to the expectations for galactic regions that are considered to be unevolved relative to the inner regions.

The O/H abundance ratio in NGC 3621 as a function of distance from the galaxy's center.

The Mass-Metallicity Relationship for Galaxies

The mass-metallicity relationship of galaxies is a key to understanding the physics of galaxy formation and evolution in an expanding universe dominated by dark matter and dark energy. Unfortunately, the standard technique to determine the metallicities of star-forming galaxies— using emission line spectra of HII regions — is subject to large systematic uncertainties that are poorly understood.

Rolf Kudritzki has pioneered an alternative approach, namely to use the Keck teleacope to obtain low-resolution spectra of individual red and blue supergiant stars in external galaxies. These objects are the brightest stars in the universe with absolute magnitudes in the range -9 to -11.

Metallicities of individual supergiant stars (blue) as a function of galactocentric radius in the giant spiral galaxy M81.The red points are planetary nebulae. The lower metallicities of the planetary nebulae are probably accounted for by the fact that they were formed billions of years earlier than the blue supergant stars.

Extragalactic Planetary Nebulae

Planetary nebulae (PNs) are easy to de­tect in early-type galaxies at distances smaller than 25 Mpc. Once detected, the strong emission lines in PN spectra are well suited for accurate radial velocity measurements. PNs are valuable test particles for studying angular momentum content and dark matter existence and its distribution in elliptical galaxies, which are hard observational problems.

Roberto Mendez has been using the Subaru telescope on Mauna Kea to discover and measure the velocities of more than one thousand PNs in galaxies like NGC 4697, NGC 821, and NGC 4649. The figure shows radial velocities of PNs in the flattened, almost edge-on elliptical NGC 4697, plotted as a function of their coordinates along the major axis of the galaxy. The slight asymmetry in the distribution is because of the rotation of the PN system, which is significant inside, but becomes undetectable in the outskirts. The marked outward decrease in the velocity dispersion can be interpreted either as a relative lack of dark matter in the halo of NGC 4697, or as the consequence of radial anisotropy in the PN velocity distribution.


Contenido

Astronomers use several different methods to describe and approximate metal abundances, depending on the available tools and the object of interest. Some methods include determining the fraction of mass that is attributed to gas versus metals, or measuring the ratios of the number of atoms of two different elements as compared to the ratios found in the Sun.

Mass fraction Edit

Stellar composition is often simply defined by the parameters X, Y y Z. Aquí X is the mass fraction of hydrogen, Y is the mass fraction of helium, and Z is the mass fraction of all the remaining chemical elements. Por lo tanto

For the surface of the Sun, these parameters are measured to have the following values: [5]

Description Solar value
Hydrogen mass fraction X sun = 0.7381 >=0.7381>
Helium mass fraction Y sun = 0.2485 >=0.2485>
Metallicity Z sun = 0.0134 >=0.0134>

Due to the effects of stellar evolution, neither the initial composition nor the present day bulk composition of the Sun is the same as its present-day surface composition.

Chemical abundance ratios Edit

The overall stellar metallicity is conventionally defined using the total hydrogen content, since its abundance is considered to be relatively constant in the Universe, or the iron content of the star, which has an abundance that is generally linearly increasing in the Universe. [6] Iron is also relatively easy to measure with spectral observations in the star's spectrum given the large number of iron lines in the star's spectra (even though oxygen is the most abundant heavy element – see metallicities in HII regions below). The abundance ratio is the common logarithm of the ratio of a star's iron abundance compared to that of the Sun and is calculated thus: [7]

where N Fe >> and N H >> are the number of iron and hydrogen atoms per unit of volume respectively. The unit often used for metallicity is the dex, contraction of "decimal exponent". By this formulation, stars with a higher metallicity than the Sun have a positive common logarithm, whereas those more dominated by hydrogen have a corresponding negative value. For example, stars with a [Fe/H] value of +1 have 10 times the metallicity of the Sun (10 1 ) conversely, those with a [Fe/H] value of −1 have 1 ⁄ 10 , while those with a [Fe/H] value of 0 have the same metallicity as the Sun, and so on. [8] Young Population I stars have significantly higher iron-to-hydrogen ratios than older Population II stars. Primordial Population III stars are estimated to have metallicity less than −6, a millionth of the abundance of iron in the Sun. [9] [10] The same notation is used to express variations in abundances between other individual elements as compared to solar proportions. For example, the notation "[O/Fe]" represents the difference in the logarithm of the star's oxygen abundance versus its iron content compared to that of the Sun. In general, a given stellar nucleosynthetic process alters the proportions of only a few elements or isotopes, so a star or gas sample with certain [/Fe] values may well be indicative of an associated, studied nuclear process.

Photometric colors Edit

Astronomers can estimate metallicities through measured and calibrated systems that correlate photometric measurements and spectroscopic measurements (see also Spectrophotometry). For example, the Johnson UVB filters can be used to detect an ultraviolet (UV) excess in stars, [11] where a smaller UV excess indicates a larger presence of metals that absorb the UV radiation, thereby making the star appear "redder". [12] [13] [14] The UV excess, δ(U−B), is defined as the difference between a star's U and B band magnitudes, compared to the difference between U and B band magnitudes of metal-rich stars in the Hyades cluster. [15] Unfortunately, δ(U−B) is sensitive to both metallicity and temperature: if two stars are equally metal-rich, but one is cooler than the other, they will likely have different δ(U−B) values [15] (see also Blanketing effect [16] [17] ). To help mitigate this degeneracy, a star's B−V color can be used as an indicator for temperature. Furthermore, the UV excess and B−V color can be corrected to relate the δ(U−B) value to iron abundances. [18] [19] [20]

Other photometric systems that can be used to determine metallicities of certain astrophysical objects include the Strӧmgren system, [21] [22] the Geneva system, [23] [24] the Washington system, [25] [26] and the DDO system. [27] [28]

Stars Edit

At a given mass and age, a metal-poor star will be slightly warmer. Population II stars' metallicities are roughly 1/1000 to 1/10 of the Sun's ([Z/H] = −3.0 to −1.0 ), but the group appears cooler than Population I overall, as heavy Population II stars have long since died. Above 40 solar masses, metallicity influences how a star will die: outside the pair-instability window, lower metallicity stars will collapse directly to a black hole, while higher metallicity stars undergo a Type Ib/c supernova and may leave a neutron star.

Relationship between stellar metallicity and planets Edit

A star's metallicity measurement is one parameter that helps determine whether a star may have a giant planet, as there is a direct correlation between metallicity and the presence of a giant planet. Measurements have demonstrated the connection between a star's metallicity and gas giant planets, like Jupiter and Saturn. The more metals in a star and thus its planetary system and proplyd, the more likely the system may have gas giant planets. Current models show that the metallicity along with the correct planetary system temperature and distance from the star are key to planet and planetesimal formation. For two stars that have equal age and mass but different metallicity, the less metallic star is bluer. Among stars of the same color, less metallic stars emit more ultraviolet radiation. The Sun, with 8 planets and 5 known dwarf planets, is used as the reference, with a [Fe/H] of 0.00. [29] [30] [31] [32] [33]

HII regions Edit

Young, massive and hot stars (typically of spectral types O and B) in H II regions emit UV photons that ionize ground-state hydrogen atoms, knocking electrons and protons free this process is known as photoionization. The free electrons can strike other atoms nearby, exciting bound metallic electrons into a metastable state, which eventually decay back into a ground state, emitting photons with energies that correspond to forbidden lines. Through these transitions, astronomers have developed several observational methods to estimate metal abundances in HII regions, where the stronger the forbidden lines in spectroscopic observations, the higher the metallicity. [34] [35] These methods are dependent on one or more of the following: the variety of asymmetrical densities inside HII regions, the varied temperatures of the embedded stars, and/or the electron density within the ionized region. [36] [37] [38] [39]

Theoretically, to determine the total abundance of a single element in an HII region, all transition lines should be observed and summed. However, this can be observationally difficult due to variation in line strength. [40] [41] Some of the most common forbidden lines used to determine metal abundances in HII regions are from oxygen (e.g. [O II] λ = (3727, 7318, 7324) Å, and [O III] λ = (4363, 4959, 5007) Å), nitrogen (e.g. [NII] λ = (5755, 6548, 6584) Å), and sulfur (e.g. [SII] λ = (6717,6731) Å and [SIII] λ = (6312, 9069, 9531) Å) in the optical spectrum, and the [OIII] λ = (52, 88) μm and [NIII] λ = 57 μm lines in the infrared spectrum. Oxygen has some of the stronger, more abundant lines in HII regions, making it a main target for metallicity estimates within these objects. To calculate metal abundances in HII regions using oxygen flux measurements, astronomers often use the R23 method, in which

R 23 = [ O II ] 3727 Å + [ O III ] 4959 Å + 5007 Å H β , =>]_<3727

where O III 3727 Å + O III 4959 Å + 5007 Å >_<3727

mathrm >> is the sum of the fluxes from oxygen emission lines measured at the rest frame λ = (3727, 4959 and 5007) Å wavelengths, divided by the flux from the Hβ emission line at the rest frame λ = 4861 Å wavelength. [42] This ratio is well defined through models and observational studies, [43] [44] [45] but caution should be taken, as the ratio is often degenerate, providing both a low and high metallicity solution, which can be broken with additional line measurements. [46] Similarly, other strong forbidden line ratios can be used, e.g. for sulfur, where [47]

S 23 = [ S II ] 6716 Å + 6731 Å + [ S III ] 9069 Å + 9532 Å H β . =>]_<6716

Metal abundances within HII regions are typically less than 1%, with the percentage decreasing on average with distance from the Galactic Center. [40] [48] [49] [50] [51]



Comentarios:

  1. Conradin

    Estoy de acuerdo, esto es algo maravilloso.

  2. Kerrigan

    Mmm... Nada en absoluto.

  3. Leodegrance

    El dinero nunca es tan bueno como malo sin él. Consejos útiles para el hogar: el bote de basura debe tomarse cuando el olor sea insoportable. Para evitar que la leche escape, ate la vaca con fuerza. Los zapatos durarán mucho más si no compras uno nuevo. Una tetera hirviendo silbará más fuerte si pones a alguien de tu familia en él ... si no me asustco, lo espolvorearé. Si te miraste en el espejo, pero no encontraste a nadie allí, ¡eres irresistible! Cuánto tiempo he estado viviendo, no puedo entender dos cosas: de dónde viene el polvo y dónde va el dinero.

  4. Pajackok

    Bravo, esta excelente frase tiene que ser precisamente a propósito.

  5. Fabien

    Que divertida pregunta



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