In [1]:
from IPython.display import Image
%pylab
%matplotlib inline
Из https://arxiv.org/pdf/1609.03179.pdf (стр. 5):
Звездообразование из УФ:
$\Sigma_{SFR}[M_{sun}{yr}^{-1}{kpc}^{-2}] = 0.68\times10^{-28}\times I_{FUV}[erg s^{−1} {Hz}^{−1}{kpc}^{−2}]$ ссылка на Bigiel et al. (2010)
Пересчет потока $\rm{HI}$ в плотность:
$\Sigma_{HI}[M_{sun} {pc}^{-2}] = 8840\times\frac{F_{HI}[Jy / beam \times km/s]}{bmaj\times bmin [arcsec]}$ where the bmaj and bmin are the major and minor axis size of the beam, respectively. FHI is the flux detected across all velocity channels.
Из https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2016MNRAS.460.1106W/abstract: два возможных вида связи между молекулярным и атомарным газом $R_{mol} = \Sigma_{H_2}/\Sigma_{HI}$:
$$R_{mol} = \Sigma_{star}/81$$или $$R_{mol} = \left(\frac{P_h}{1.7 \times 10^4 cm^{-3}K k_B } \right)^{0.8},\, P_h = \frac{\pi}{2}G\Sigma_g(\Sigma_g + \frac{\sigma_g}{\sigma_z}\Sigma_{star})$$
Также у них там есть формула связи $\Sigma_{H_2}$ и $SFR$ и $SFR$ из УФ данных.
Из Leroy 2008 https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2008AJ....136.2782L/abstract:
простенькая связь дисперсии звезд в вертикальном направлении и фотометрии (основано на 4х предположениях): $$\sigma_z = \sqrt{2\pi G\Sigma_{star}h_{star}}$$, где $h_{star}$ - exponential stellar scale height
Еще разные методы образования звезд (см. соседний ноутбук).
Еще Hunter et al. (1998a) and Blitz & Rosolowsky (2004) observed strong correlations between star and GMC formation and the distribution of stars, consistent with stellar gravity playing a key role in star formation. Yang et al. (2007) recently showed that Qstars+gas does an excellent job of predicting the location of star formation in the Large Magellanic Cloud and Boissier et al. (2003) showed that including stars improves the correspondence between Q and star formation in disk galaxies. Li et al. (2005, 2006) found the same results from numerical simulations of disk galaxies, i.e., that stability against large scale collapse depends critically on the stellar potential well, with star formation where Qstars+gas < 1.6.
Еще Table 3, где есть ссылки на наблюдения $\Sigma_{HI}$, $\Sigma_{H_2}$, $SFR$.
Из https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2016arXiv160503384F/abstract: там достаточно сложная модель толстого диска, насколько я могу судить, с формулой для дисперсий и параметра Тумре $Q_{thick} = \frac{\sigma_R k}{3.36G\Sigma}\exp[1.61\displaystyle{\frac{\sigma_z\nu}{\sigma_Rk}}]$
Отсюда https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2013MNRAS.434.3389Z/abstract (2013):
приведена еще одна модель для $R_{mol}$ (т.е. всего три, учитывая верхние).
Есть данные по дисперсии газа (!) $\sigma_g$, Fig.3, полученные по приватному каналу. Для 12 галактик есть профили $\rm{HI}$ и достаточно много обсуждается двухжидкостная модель.
Из https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2016arXiv160501104N/abstract можно извлечь список работ с данными по молекулярным и гигантским молекулярным облакам
Из https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2016AJ....152...51D/abstract есть данные по профилям плотности $\rm{HI}$, $\rm{CO}$, $\rm{[CII]}$ для примерно 10 галактик.
Отсюда https://arxiv.org/pdf/1406.0856v1.pdf как определяется $\rm{SFR}$ через инфракрасный поток
The SFR of the central galaxies was calculated from the far-infrared luminosities (Kennicutt 1998): $$\rm{SFR} = \frac{L_{FIR}}{2.2\times 10^{43}} M_{sun} year^{-1}$$ with the $L_{FIR}$ in erg s−1 obtained from the far-infrared flux FIR defined after Helou et al. (1985) as: $$L_{FIR} = 1.26\times10^{-11}(2.58f_{60\mu} + f_{100\mu})$$ where f60µ and f100µ are the fluxes at 60 and 100 micron expressed in Jansky. In this work we used the IRAS fluxes taken from NED and HyperLEDA. All main galaxies in our sample are detected both at 60µ and 100µ. See Tab. A.1 for their main physical properties.
Отсюда https://arxiv.org/pdf/1207.4916v1.pdf ссылки на GALEX, WHISP, WOW, THINGS обзоры
3.1 WHISP Sample The starting dataset here is the 266 observations done as part of the Westerbork observations of neutral Hydrogen in Irregular and SPiral galaxies (WHISP, van der Hulst et al. 2001; van der Hulst 2002, ; 339 individual galaxies) that also have reasonable quality FUV and NUV data.
3.1.1 HI Data We use the highest available resolution zero-moment maps (beam size of ∼12” x 12”/sin(δ)), from the WOW (“Westerbork On the Web” (WOW) project at ASTRON (http://www.astron.nl/wow/)) website and converted these to M /pc2 column density maps with J2000 coordinates and of the same size as the galex postage stamp (see for details Holwerda et al. 2011b).
3.1.2 galex data To complement the H i column density maps, we retrieved galex (Martin et al. 2005) postage stamps from http://skyview.gsfc.nasa.gov, near- and far-ultraviolet
THINGS The morphological classifications are based on the public datasets from the H i Nearby Galaxy Survey (THINGS, Walter et al. 2008) (http://www.mpia.de/THINGS/Overview.html) , and GALEX Nearby Galaxy Atlas (NGA, Gil de Paz et al. 2007a)4 , retrieved from MAST (http://galex.stsci.edu).
Вот тут в статье Караченцева http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/146/3/46/pdf есть формулы пересчета SFR из потоков $\rm{H_{\alpha}}$ или звездную величину в ультрофиолете $m_{FUV}$
Вот тут https://arxiv.org/pdf/1609.05375.pdf есть формула связи $SFR$ и $H_{\alpha}$:
$$SFR_{Hα} = L_{Hα}/(1.26 × 10^{41})$$Kennicutt (1998a), where the L_{Hα} is the Hα luminosity in units of erg s−1.
И еще с УФ:
$$SFR_{FUV} = 2.04 ± 0.81 × 10^{−28} × L^0_{FUV}$$McQuinn et al.(2015b)
Stellar kinematics across the Hubble sequence in the CALIFA survey: General properties and aperture corrections https://arxiv.org/pdf/1609.06446.pdf содержит в себе для ~ 300 галактик подробные карты дисперсий и скоростей (в том числе NGC 1167), правда видимо сами данные будут доступны позднее. Есть ссылка на DMS/ATLAS3D, там видимо тоже есть дисперсии. Сами профили хорошие, с огромным количеством точек.
In [3]:
Image('CALIFA_disp.png')
Out[3]:
Из https://arxiv.org/pdf/1610.03859.pdf как ограничить звездное M/L в $3.6\mu m$ при известных цветах в $3.6\mu m$ $4.5\mu m$:
Также там есть описание multi-phase stability criteria из работы Romeo & Falstad 2013, которое не учитывает звезды, но "правильно" учитывает газ (делает поправку на различие между $\rm{HI}$ и $\rm{H_2}$):
In [2]:
Image('multiphase_Q.png')
Out[2]:
В http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/148/4/69/pdf для двух галактик сравниваются $\Sigma_{crit}$ для трех механизмов, они там странные, но их можно легко посчитать (хотя почти уверен, что в Лерое они тоже есть), например $$\Sigma \approx 6.1\frac{\Sigma_g}{\Sigma_g + \Sigma_*}$$
Из Zheng 2013 http://mnras.oxfordjournals.org/content/429/3/2537.full.pdf как работать со скоростями газа (+про двухжидкостную есть):
The σ = 8 km s−1 we adopt is in the middle of the pack compared to what has been adopted in other studies; e.g. Kennicutt (1989) adopts σ = 6 km s−1, while Leroy et al. (2008) use σ = 11 km s−1. Changing to a different constant σ will only change Q by a constant multiplicative value. Following Tamburro et al. (2009) we also performed calculations where σ declined linearly with radius, using their profiles for the few overlapping cases between our study and theirs, and otherwise setting σ = 10 km s−1 at R25 and falling linearly with radius to σ = 5 km s−1 at the last measured point of the radial profiles. The resultant Q profile does not look very different from Fig. 4; in particular, the decline in σ does not remove the rise in Q often found at large R.
Two-dimensional multi-component photometric decomposition of CALIFA galaxies http://adsabs.harvard.edu/abs/2016arXiv161005324M
Декомпозиция в SDSS g,r,i полосах и там есть 5533 и 1167, но ее достаточно сложно извлечь. Буду извлекать:
In [49]:
import pandas as pd
columns = []
for line in open('califa_photometric_decomposition.csv').readlines():
if line.startswith('#COLUMN'):
columns.append(line.replace(':', ',').split(',')[1][1:])
df = pd.read_csv('califa_photometric_decomposition.csv', names=columns, skiprows=188, index_col=False)
In [50]:
df.head()
Out[50]:
In [60]:
pd.set_option('display.max_rows', None)
df[(df.GALAXY == 'NGC5533') | (df.GALAXY == 'NGC1167')].T
Out[60]:
Вторая модель NGC1167 без диска совсем, внешнего диска у них всех нет.
Вот в статье про SDSS MANGA обзор (начался в 2014 году) http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/798/1/7/pdf есть сравнение разных IFU обзоров:
In [2]:
Image('IFU_comparison.png')
Out[2]:
В эту же копилку - слайд из http://astro.ft.uam.es/workshops/miraflores2015/common_files/RGB.pdf
In [3]:
Image('IFU_comparison2.png', width=600)
Out[3]:
В работах Bigiel and Blitz 2012 A UNIVERSAL NEUTRAL GAS PROFILE FOR NEARBY DISK GALAXIES (http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/756/2/183/pdf) и Yim and van der Hulst 2016 Star Formation and Gas Accretion in Nearby Galaxies (https://arxiv.org/pdf/1608.06735v1.pdf) изучается соотношение между $\rm{H_2}$ и $\rm{HI}$ и найдены различные масштабные соотношения например $$\Sigma_{total} \approx \Sigma_{HI=H2}\times e^{-1.92r/r_{25}}$$ Из этих соотношений можно вытаскивать количество молекулярного газа.
In [2]:
Image('Hulst_2016.png')
Out[2]:
По поводу коэффициента, который вносит поправку в грав. неустойчивость за неосесимметричные возмущения:
Таким образом, есть работы по теории, наблюдениям и моделированию.
По поводу $\rm{CO}$ - в работе Yim, van der Hulst 2016 есть ссылка на четыре хороших обзора (я в них поискал - наших данных кроме и так известных там нет):
В работе The BIMA Survey of Nearby Galaxies. I. The Radial Distribution of CO Emission in Spiral Galaxies Regan et al 2001 сравнивается протяженность CO с масштабом диска и делается вывод, что они примерно равны ($0.88 \pm 0.14$ как среднее и дисперсия около 0.5).
Еще стоит отметить экспоненциальные приближения (см. выше).
В обзоре https://arxiv.org/pdf/1612.05272.pdf HI in the Outskirts of Nearby Galaxies есть неплохой раздел с обзором в частности по дисперсии скоростей в $\rm{HI}$, и там например есть результаты, как изменяется $c$ и что вообще-то она может быть достаточно большой.
In [3]:
Image('HI_vel_disp.png')
Out[3]:
Еще две работы по поводу CO и HI дисперсий Romeo 2017 https://arxiv.org/pdf/1701.02138.pdf и Mogotsi 2016 https://arxiv.org/pdf/1511.06006v1.pdf (она тоже выше есть). Не смотря на то, что среднее вполне около 10 км/c, индивидуальный разброс очень велик. Надо все же выяснить, как соотносятся дисперсии и скорость звука.
В первой работе еще интересно, что
In particular, star-driven instabilities will lead to local gravitational collapse/fragmentation in the molecular gas.
Также в ней есть две галактики с протяженными профилями дисперсий скоростей.
Сделано на основе HERACLES и THINGS обзоров, интересно что 4725 есть в HERACLES, но похоже надо только если самому обрабатывать.
В ту же копилку - анализ устойчивости NGC 6946 https://arxiv.org/pdf/1503.01326v3.pdf. Там очень хорошая картинка есть, как зависит от разных параметров $Q$, однако это сделано для модельных кривых. Еще достаточно хорошо и подробно написано про Non-axisymmetric perturbations, раздел (vi).
В работе Caldu-Primo 2013 http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/146/6/150/pdf описана графиком зависимость $\sigma_{gas}$ от угла для модельных галактик, но все равно не понятно, то ли это, что нужно. Выборка там почти та же самая, что и в Mogotsi. Похоже это называется beam smearing.
В работе Schaye 2004 https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2004ApJ...609..667S/abstract кратко описывается, почему используется дисперсия вместо скорости звука.
Полезный обзор Outskirts of Nearby Disk Galaxies: Star Formation and Stellar Populations, глава 7 https://arxiv.org/pdf/1612.05615.pdf
Еще пак статей:
И еще:
Вот в этой работе https://arxiv.org/pdf/0808.0093v2.pdf в очередной раз исправляется за гелий и H2 и HI, а коэффициент 1.36.
Про коэффициенты:
Пара работ - Изотов 2010 https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2010ApJ...710L..67I/abstract, Locco 2008 https://arxiv.org/abs/0809.0631, Coc 2016 http://iopscience.iop.org/article/10.1088/1742-6596/665/1/012001/pdf все показывают число около 25%, т.е. корректнее всего было бы использовать 1.34.
In [13]:
plt.plot(np.linspace(0.2, 0.3), map(lambda l: l/(1.-l), np.linspace(0.2, 0.3)))
plt.axhline(y=0.36, alpha=0.3)
plt.axhline(y=0.44, alpha=0.3)
plt.xlabel('[He4]/[H]')
plt.grid();
На будущее: https://arxiv.org/pdf/1702.04124.pdf свойства GMC в M100 (NGC 4321)
На будущее: есть обзор SLUGGS survey ранних спиральных галактик с протяженной кинематикой (30 штук) https://arxiv.org/pdf/1702.05099.pdf
NGC 4258 есть в обзоре LEGUS https://legus.stsci.edu/legus_survey.html, где с помощью HST изучают иерархическое звездообразование. Может быть полезно, если надо точно найти области звездообразования.
Для справки: Использованная полная масса $CO$ для 1167 не согласуется с этой работой https://arxiv.org/pdf/1510.00729.pdf (у нас в 4 раза больше). Причем в этой https://arxiv.org/pdf/1408.7106.pdf работе для 1167 тоже в 4 раза меньше. Плюс там есть заметка:
NGC 1167 has a very large HI disk (Struve et al. 2010), and a large dust mass. The molecular gas derived from the detected CO emission is however modest. Given the usual exponential radial distribution of CO emission in galaxies (e.g., Young & Scoville 1991), it is not likely that we are missing some CO emission outside of the 7.8kpc beam. The galaxy is currently active, hosting the compact steep spectrum radio source B2 0258+35, and shows signs of previous AGN outbursts in the forms of large-scale (∼10′ / 200 kpc) low surface brightness lobes (Shulevski et al. 2012).
Fisher 2017 CONNECTING CLUMP SIZES IN TURBULENT DISK GALAXIES TO INSTABILITY THEORY:
отсылка к Сафронову
The Q parameter estimates the stability of a gravitating disk against collapse (Toomre 1964; Safronov 1960).
Авторы утверждают, что у них для "сгустков" в далеких галактиках почти всегда получается неустойчиво по 2F (правда в виде Wang&Silk), а вот non-axisymmetric модель 2013 года не сработала. Интересно также ссылкой на эту модель.
Также любопытны две новых ссылки на работы по извлечению кинематики для таких далеких объектов:
Kinematics: We determined kinematic properties, velocity dispersion (σ), and rotation velocity (V) of the 6 most distant (z ∼ 0.14) DYNAMO galaxies (D13-5, G04-1, G08-5, G14-1, G20-2 and H10-2) with Gemini GMOS observations (Bassett et al. 2014). The kinematics of the 4 nearer (z ∼ 0.07) DYNAMO galaxies (A04-3, C13-1, D15-3 and G13- 1) were determined with AAT/WiFes observations (Green et al. 2014). The spatial resolution of the WiFes observations (1.4 arcsec) is lower than that of the GMOS. However, targets A04-3, C13-1 and D15-3 are roughly a factor of 2 closer (z ∼ 0.075) than most of the galaxies observed with GMOS (z ∼ 0.14). The physical resolution for both kinematic data sets is ∼ 1 − 2 kpc.
И да, они тоже используют 1.36 для исправления газа
Dib 2016 The extended law of star formation: the combined role of gas and stars
В этой работе для одной галактики для 90 пикселей в 2D пытаются применить 2F с модификациями и предсказать SFR, но результаты явно читерские и не убедительные.
Ценно двумя вещами: