Notes



In [1]:
from IPython.display import Image
%pylab
%matplotlib inline


Using matplotlib backend: Qt5Agg
Populating the interactive namespace from numpy and matplotlib

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 $3.6\mu m$ $4.5\mu m$:

$$log Υ_{3.6} = −0.339([3.6] − [4.5]) − 0.336$$

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]: