ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ

Основные индикаторы активного звездообразования:
Непосредственно наблюдаемые OB- звезды и их скопления (только для близких галактик)
Яркость в голубой или УФ области спектра. Подъем спектра в голубой области, или низкий показатель цвета.
Интенсивность эмиссионных линий, число областей HII.
Яркость в далекой ИК области (8 -1000 мкм).
Тепловое и не-тепловое радиоизлучение.
Светимость в рентгеновском диапазоне

2. Подъем спектра в голубой области, или низкий показатель цвета.
Фактически, отражает относительный вклад в светимость молодого и старого звездного населения
Примечание: голубой подъем спектра может быть и без молодых звезд (Е-галактики)

3. Интенсивность эмиссионных линий.
Самый распространенный индикатор звездообразования. Чаще всего – интенсивность в Нα
ПРИМЕЧАНИЕ.
Интенсивность линий зависит НЕ ТОЛЬКО от количества молодых звезд, но и
-- от металличности газа
-- от содержания пыли в галактике
-- от наличия активного ядра

Эквивалентная ширина Нα -- морфологичекий тип галактик
УДИВИТЕЛЬНО, НО ЗАВИСИМОСТЬ
СОВРЕМЕННЫХ ТЕМПОВ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ
ОТ ТИПА ДОВОЛЬНО СЛАБАЯ
(СУЩЕСТВУЕТ ЛИШЬ ДЛЯ СРЕДНИХ ИЛИ
МАКСИМАЛЬНЫХ ЗНАЧЕНИЙ)

4. Яркость в далекой ИК области (8 -1000 мкм).
Источники излучения:
Пыль в областях звездообразования (8-25 мкм)
Пыль в окрестности областей звездообразования (60-200 мкм)
Пыль вдали от областей звездообразования (400-1000 мкм)

5. Тепловое и не-тепловое радиоизлучение.
Связь с молодыми звездами:
Тепловое радиоизлучение – излучение областей HII
Нетепловое радиоизлучение: синхротронное излучение, «подпитываемое» взрывами SN.

Kennicutt+09
Объяснение линейности зависимости
представляет собой нерешенную проблему.

6. Мягкое рентгеновское излучение.
Два типа источников:
a) точечные источники (аккрецирующие звезды, молодые остатки SN) и
b) горячий газ (в диске это superbubbles).
Полная светимость 1038 – 1040 эрг/с
Мягкий рентген (0.3 – 2 КэВ) коррелирует с УФ.
SFR = Lx ⋅2⋅10-40 эрг/с (0.3 – 2 КэВ).
Возможна нелинейность.

Характерный возраст источников,
дающих максимальный вклад в излучение:
Эмиссионное излучение, О-звезды : 106 - 3⋅106 лет
УФ, FIR, рентген : 107-108 лет
Показатели цвета U-B, B-V: 108 – 109 лет

Темпы звездообразования
[солн. масса/год]
От качественной оценки (интенсивное, умеренное, слабое) до количественной – большая дистанция.
Надо знать способности звезд различной массы излучать в различных диапазонах, время их жизни, влияние пыли, распределение рождающихся звезд по массам
ВСЕ ОЦЕНКИ SFR МОДЕЛЬНО ЗАВИСИМЫ!

ТЕМПЫ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ
ОБЫЧНО ОЦЕНИВАЮТСЯ
По количеству молодых объектов (ОВ-звезды, голубые скопления)
по интенсивности излучения в эмиссионных линиях
(проблема: учет поглощения, чувствительность к верхнему пределу масс звезд, при низких SFR – трудно учитываемый вклад AGB- звезд и ударных волн)
по форме спектра или показателям цвета, включающих голубую область (поглощение света и хим.состав звезд могут быть модельными параметрами)
по яркости галактики в УФ и голубой области спектра (проблема: учет поглощения)
по тепловому излучению межзвездной пыли
(проблема: учет вклада старых звезд в нагрев пыли; низкое угловое разрешение IRAS в далеком ИК)
По интенсивности радиоизлучения (ярк. температуре) галактики.
по совокупности УФ и ИК светимости
светимость молодых звезд = A· (LUV obs+B·LFIR)
(Hirashita et al, 2003, Boissier et al, 2004). Слабая зависимость от принятой модели звездообразования

Основные источники грубых ошибок в оценках SFR
Поглощение пылевой средой (для оптических индикаторов)
Нагрев пыли старыми звездами (для ИК)
Учет маломассивных звезд (проблема начальной функции масс звезд)

SINGS
Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey
(Kennicutt+2003)
75 галактик различных типов и светимостей в пределах 30 Мпс.
IR (7 wavelengths) 3.6 – 160 mkm

Дополнительные данные, используемые в SINGS
BVRI, Hα imaging (NOAO)
JHK imaging (2MASS, Steward, Palomar)
Visible spectra (3600-7000 A) (Steward, CTIO)
Pa-α, H-band maps (central arcmin2) (HST)
Hα Fabry-Perot maps (CFHT, ESO, OHP, OMM)
UV imaging (1500 A, 2500 A) (GALEX)
X-Ray maps (CXO)
CO maps (BIMA SONG, FCRAO)
HI, radio continuum maps (VLA, WSRT, ACTA)
submillimeter maps (JCMT/SCUBA, IRAM/MAMBO)

Munoz-Mateus et al,09
Galex-Spitzer-SDSS

Leroy+ 08
Наблюдаемая светимость в Нα- не исправлена за поглощение

Kennicutt+ 09
Исправление потока в Нα-
по бальмеровскому декременту

SFR = ALλ +B·LIR

Другой путь оценки
(Chen Y-M.+, 2008):
Определяется не интенсивность звездообразования а интенсивность звездообразования в расчете на единицу светимости (массы) звездного населения (SSFR).
Спектр сопоставляются с моделью звездного населения, в которую в качестве свободных параметров задаются:
темп спадания SFR со временем
Возраст галактик
Металличность звезд.

Chen Y-M., + 08
СКЛАДЫВАЮТСЯ СПЕКТРЫ 600-1000 ГАЛАКТИК
В КАЖДОМ ИНЕРВАЛЕ ЗВЕЗДНЫХ МАСС

ХАРАКТЕРНЫЕ ЗНАЧЕНИЯ:
ТЕМПЫ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ:
SFR = dMзвезд/dt ≈ 0.1 – 10 Mсолнца/год
ЭФФЕКТИВНОСТЬ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ
SFЕ = SFR/MГАЗ ≈ 0.1 – 1 (МЛРД .ЛЕТ)-1
ВРЕМЯ ИСЧЕРПАНИЯ ГАЗА
τгаз = 1/SFE ≈ 1-10 млрд.лет

Важный вывод:
Независимо от массы галактик, за последние 8 млрд лет (z=1 -0) SSFR уменьшилось примерно в 3-4 раза. Причем формирование массивных галактик практически завершилось раньше, чем маломассивных.

ЭФФЕКТИВНОСТЬ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ
SFE = SFR/Mgas
(темп звездообразования, нормированный на единицу массы газа)
Обратная величина
Td = SFE-1
-это характерное время исчерпания газа

70-e – 80-е годы:
Низкая эффективность звездообразования – много оставшегося газа – Scd-Irr
Высокая эффективность звездообразования – газ почти весь израсходован – S0-Sa

ё
Зависимость SFE от светимости и морфологического типа галактик
ВЕРНЕЕ, ЕЕ ОТСУТСТВИЕ

Вывод
Глобальные оценки SFE плохо характеризуют историю звездообразования. Например, много газа может быть на периферии, где очень слабое звездообразование. Аккреция газа или выметание газа также усложняют картину.
Нужны локальные оценки.

SFR и содержание газа
Звезды возникают из молекулярного газа. Молекулярный газ образуется в результате сжатия (охлаждения) атомарного газа (HI). Что к этому приводит – не ясно.
Гравитационное сжатие HI?
Крупномасштабные ударные волны в спиральных ветвях?
Сверхзвуковая турбуленция?

Leroy+ 08
Для карликовых галактик SFE на периферии
ниже, а в центре – выше, чем для S.
Это косвенное свидетельство недоучета
молекулярного газа (Х-фактор выше?)